Текст книги "Стивен Хокинг. Жизнь среди звезд"

Все студенты, работавшие над диссертациями на кафедре прикладной математики и теоретической физики, посещали регулярные семинары, где тридцать-сорок человек слушали доклады кого-нибудь из преподавателей или приглашенного лектора. Затем следовало общее обсуждение. Но главным местом для бесед и обмена мнениями была общая гостиная, она же чайная. Согласно давней традиции, заложенной еще в Кавендишской лаборатории и перенесенной на Сильвер-стрит, преподаватели и студенты дважды в день – в одиннадцать за кофе, в четыре за чаем – обменивались соображениями и идеями. Кабинеты у студентов были общие, и их двери вообще не закрывались, никому и в голову не приходило работать в одиночку или таить свои идеи. Эта атмосфера свободного общения и позволила Хокингу случайно наткнуться на тему первого значительного проекта в самом начале работы над диссертацией.

Фред Хойл был настоящим светилом кафедры физики Кембриджского университета. Он прославился своими представлениями о происхождении Вселенной. Хойл был отнюдь не чужд саморекламе, прекрасно умел манипулировать журналистами и относился к той породе ученых, которые при случае готовы поделиться с публикой непроверенными гипотезами. Оправдывал он это очень просто. Он не был ни самовлюбленным эгоистом, ни интеллектуальным радикалом, просто для того, чтобы получать финансирование на исследования, нужно было внимание широкой публики, требовалась международная известность. Поэтому Хойл очень дорожил своей славой.

Путь к вершинам был для Хойла отнюдь не легким. Отец Хойла был йоркширский торговец мануфактурой, и Фред поступил в Кембридж в 1930-е годы на полную стипендию, сразу почувствовал себя чужаком из-за скромного происхождения и странного акцента, и это его ожесточило. Интеллектуально он превосходил почти всех современников, однако обида оставила в его душе неизгладимый след, и иметь с ним дело было трудно. Практически все время, пока Фред Хойл преподавал в Кембридже, он был вовлечен в жаркие споры либо с властями, либо с коллегами. Вскоре после переезда на Сильвер-стрит Хойл открыл в Кембридже собственный институт, однако вовсю пользовался мозгами и помощью ученых с кафедры прикладной математики и теоретической физики.

Во время всех этих споров и скандалов в Кембридже Хойл горячо отстаивал теорию стационарной вселенной. Эту гипотезу он разработал вместе с математиком Германом Бонди из Королевского колледжа в Лондоне и астрономом Томасом Голдом, однако в начале 1960-х главенствующих теорий было две, и гипотеза Хойла была просто более разработанной. Хойл презирал конкурирующую теорию спонтанного возникновения Вселенной, которую когда-то сравнил с проституткой, выпрыгивающей из торта: недостойно и неэлегантно. Однако именно он, к собственному удивлению, ввел в обращение термин «Большой Взрыв» – сам Хойл придумал это выражение в насмешку и упомянул в радиопередаче, в которой пропагандировал собственную теорию стационарной вселенной.

Хойл не только работал над собственной теорией происхождения вселенной, но и был научным руководителем группы избранных студентов. Среди его подопечных был аспирант Джайант Нарликар. В рамках работы над диссертацией Нарликар должен был проделать кое-какие математические расчеты для теории Хойла. А еще у них с Хокингом были соседние кабинеты. Уравнения Нарликара очень заинтересовали Хокинга. Нарликар не заставил себя долго уговаривать и показал Хокингу материалы своих исследований, а Хокинг стал прорабатывать его теории. В ближайшие месяцы Хокинг все чаще и чаще заглядывал в кабинет к своему приятелю, в одной руке держа кипу бумаг, исписанных формулами, а другой опираясь на новенькую трость.

Следует подчеркнуть, что никакой вражды к Хойлу, а тем более к Нарликару Хокинг не питал. Просто ему было любопытно, чем они занимаются, а его собственные проекты буксовали. Уравнения Нарликара и их смысл увлекали его и вдохновляли гораздо сильнее собственных исследований. Да и вообще обмен идеями и взаимопомощь на кафедре очень поощрялись.

Но вскоре обстановка обострилась. Хойл решил рассказать о своих открытиях на конференции Королевского общества в Лондоне. Хотя подобное, конечно, уже случалось, многие его коллеги решили, что он слишком спешит, ведь его работа еще не была рецензирована. Слушателями Хойла было человек сто, и выступление закончилось теплыми аплодисментами и обычным шумным обсуждением. Затем Хойл спросил, будут ли вопросы. Хокинг, естественно, пришел его послушать и внимательно следил за дискуссией. Он медленно поднялся, опираясь на трость. Все умолкли.

– Величину, о которой вы говорите, нельзя вычислить, она расходится, – сказал Хокинг.

По залу пронесся шепоток. Собравшиеся сразу поняли, что если утверждение Хокинга верно, последние открытия Хойла окажутся ошибочными.

– Нет, конечно, не расходится, – возразил Хойл.

– Расходится, – не сдавался Хокинг.

Хойл помолчал и обвел глазами зал. Стояла полная тишина.

– Откуда вы знаете? – свирепо спросил Хойл.

– Я посчитал, – медленно выговорил Хокинг.

По залу прокатился смущенный смех. Это Хойлу совсем не пришлось по душе. Юный выскочка взбесил его. Однако враждовали они недолго: Хокинг показал, что он слишком хорош как физик для подобных споров. Однако Хойл решил, что поступок Хокинга неэтичен, и так и сказал. На это Хокинг с коллегами ответили, что Хойл тоже поступил неэтично, когда обнародовал непроверенные результаты. Единственным, кто был совершенно ни при чем и на кого тем не менее обрушился гнев Хойла, стал оказавшийся между двух огней Нарликар.

Нет никаких сомнений, что интеллектуально Хойл ни в чем не уступал Хокингу, однако в этом случае молодой человек был абсолютно прав: величина, о которой говорил Хойл, и в самом деле расходилась, а это означало, что последняя часть его теории неверна. Хокинг написал статью о своих математических выкладках, которые заставили сделать этот вывод. Статью приняли хорошо, и у Хокинга сложилась репутация подающего надежды молодого исследователя. Стивен продолжал работать над диссертацией под руководством Сиамы, но в разреженной атмосфере космологических исследований о нем заговорили как о независимой величине.

* * *

В первые два года в Кембридже симптомы бокового амиотрофического склероза быстро усугублялись. Хокингу стало очень трудно ходить, он не мог пройти и нескольких шагов без трости. Друзья помогали ему чем могли, но он почти всегда отказывался от помощи. Мучительно медленно он двигался по комнатам и коридорам, опираясь не только на трость, но и на стены и мебель. Во многих случаях и этого было мало. Сиама и его коллеги прекрасно помнят, что в те дни Хокинг то и дело приходил в кабинет с повязкой на голове – это означало, что он в очередной раз упал и сильно ударился.

Болезнь затронула и речь. Теперь у Стивена не просто заплетался язык – слова стало трудно разобрать, и даже близкие коллеги зачастую не понимали, что он говорит. Однако все это не мешало ему работать, более того, лишь подхлестывало. Еще никогда он не работал так быстро и плодотворно, и это показывает, как он относился к болезни. Как ни безумно это звучит, Хокинг не придавал своему недугу особого значения. Конечно, он сталкивался со всеми препятствиями и унижениями, с какими сталкиваются в нашем обществе инвалиды; естественно, ему приходилось приспосабливаться к своему состоянию и жить в особых обстоятельствах. Однако болезнь не затронула самую суть его бытия – его разум – а значит, не повлияла на работу.

Разумеется, сам Хокинг первым хотел бы не придавать значения болезни и сосредоточиться на главном – на научных достижениях. Его коллеги и сотрудники, а также физики со всего мира, относящиеся к нему с глубочайшим уважением, не видят, чем Хокинг отличается от всех остальных. Их не волнует, что он не может двигаться и говорить без высокотехнологичных устройств, присоединенных к кончикам пальцев. Для них он друг, коллега, а главное – великий ученый.

Когда Стивен примирился с болезнью и нашел Джейн Уайлд – спутницу жизни, которая понимала его без слов, – он буквально расцвел. Они с Джейн обручились, она стала гораздо чаще приезжать по выходным. Всем было очевидно, что они на седьмом небе от счастья и созданы друг для друга. Джейн вспоминает: «Мне нужен был смысл существования, и я, наверное, обрела его в мысли, что буду ухаживать за ним. Но мы любили друг друга».[20]20
  Appleyard Bryan. Master of the Universe: Will Stephen Hawking live to find the secret? «Express News», San Antonio, Texas (July 3, 1988).


[Закрыть] А однажды она сказала: «Я решила, как мне быть, и так и поступила. Он был очень, очень целеустремленным, очень честолюбивым. Примерно как сейчас. Когда мы познакомились, болезнь уже начала проявляться, поэтому я не знала Стивена здоровым и бодрым».[21]21
  Overbye Dennis. The wizard of space and time. «Omni» (February 1979). P. 45–107.


[Закрыть]

Для Хокинга помолвка с Джейн стала, вероятно, главным событием в жизни. Она показала ему, ради чего стоит жить дальше, и придала решимости, она изменила все. Если бы не помощь Джейн, Стивен, скорее всего, не смог бы вынести этих испытаний – да и не захотел бы.

С тех пор он покорял научные вершины одну за другой, и Сиама поверил, что Хокинг, вероятно, все-таки сможет собрать воедино разрозненные фрагменты диссертации. Ручаться за успех было еще нельзя, но тут все решил еще один счастливый случай.

Исследовательская группа Сиамы заинтересовалась работами молодого прикладного математика Роджера Пенроуза, который тогда работал в Биркбек-колледже в Лондоне. Пенроуз был сыном выдающегося генетика, учился в Университетском колледже в Лондоне, а в начале 1950-х перебрался в Кембридж. После стажировки в США он в начале 1960-х начал разрабатывать идеи теории сингулярности, которые прекрасно соответствовали представлениям, следовавшим из работ сотрудников кафедры прикладной математики и теоретической физики. Кембриджская группа стала ходить на доклады в Королевском колледже в Лондоне, где профессором прикладной математики был великий математик и соавтор теории стационарной вселенной Герман Бонди. Оказалось, что Королевский колледж – очень удобное место встречи для Пенроуза (которому нужно было приехать с другого конца Лондона), кембриджских ученых и небольшой компании физиков и математиков из того же колледжа. Сиама брал на эти встречи Картера, Эллиса, Риса и Хокинга с мыслью о том, что обсуждавшиеся на семинарах вопросы полезны для их работы. Однако иногда Хокингу было настолько трудно добраться до Лондона, что поездки едва не срывались.

Брендон Картер вспоминает один такой случай, когда они опоздали на станцию и поезд уже подъехал. Они побежали за вагоном, забыв про Стивена, который ковылял следом, опираясь уже на две трости. Только в вагоне они сообразили, что его рядом нет. Картер выглянул в окно, увидел жалкую фигуру, плетущуюся к ним по платформе, и понял, что поезд сейчас тронется и Стивен может не успеть. Все знали, как Хокинг злится, если к нему относятся не так, как ко всем, и старались не навязывать ему помощь. Но в тот раз Картер с приятелем спрыгнули на платформу, чтобы помочь Стивену дойти до дверей и сесть в поезд.

Если бы Хокинг пропустил хотя бы одну из этих лондонских встреч, это была бы горькая гримаса судьбы, поскольку именно благодаря им наметился новый поворот во всей его научной карьере. Как-то раз на докладе в Королевском колледже Роджер Пенроуз познакомил коллег с представлением о сингулярности пространства-времени в центре черной дыры, и кембриджскую группу это, естественно, очень увлекло. Вечером по дороге домой в Кембридж они сидели в купе второго класса и обсуждали все, что узнали сегодня на докладе. Хокингу не хотелось разговаривать, и он смотрел в окно на темнеющие поля, мчавшиеся мимо, и на отражение приятелей в стекле. Коллеги спорили о тонкостях математической модели Пенроуза. Тут Хокинга осенило, и он отвернулся от окна и сказал сидевшему напротив Сиаме: «Интересно, что будет, если применить теорию сингулярности Пенроуза ко всей Вселенной». Как выяснилось, одна эта идея, в сущности, спасла диссертацию Хокинга и открыла перед ним дорогу к славе звезды первой величины в мире науки.

Пенроуз опубликовал свои идеи в январе 1965 года; к этому времени Хокинг уже принялся за работу, а все благодаря вдохновению, которое снизошло на него по дороге домой из Лондона в Кембридж вечером после доклада. Применить теорию сингулярности ко всей Вселенной – задача отнюдь не из простых, и через несколько месяцев Сиама заподозрил, что его юный студент вот-вот совершит поразительное открытие. А Хокинг впервые погрузился в работу с головой. Он рассказывает:

Я… всерьез взялся за работу впервые в жизни. И неожиданно обнаружил, что мне это нравится. Может быть, нечестно называть это работой. Кто-то когда-то сказал: «За то, что нравится, платят только ученым и проституткам».[22]22
  Hawking. A Short History.


[Закрыть]

Когда Хокинг решил, что математические расчеты, стоящие за его идеями, его устраивают, он приступил к самому тексту. Тут пришлось основательно повозиться, поскольку первую половину пребывания в Кембридже Хокинг, в сущности, блуждал в потемках. Они с Сиамой долго не могли подобрать ему подходящую тему, поэтому в диссертации осталось много пробелов и вопросов без ответа. Но все спасло применение теории сингулярности, мысль, посетившая Хокинга на третьем году.

Последняя глава диссертации Хокинга – шедевр научной мысли, и именно за нее ему присудили степень доктора философии. Оценивали работу научный руководитель Деннис Сиама и независимый эксперт. Диссертацию могут не только принять или отклонить, но и отложить защиту, и тогда соискатель должен подать ее повторно через некоторое время, обычно через год. Благодаря последней главе Хокинг избежал подобных унижений, и комиссия присудила ему искомую степень. С тех пор двадцатитрехлетний физик получил право именоваться «доктор Стивен Хокинг».

Глава 5
От черных дыр к большому взрыву

К началу 1960-х астрономы уже выяснили, что любая звезда, в которой содержится в три раза больше вещества, чем в нашем Солнце, обречена рано или поздно погибнуть, схлопнувшись под воздействием собственной массы в так называемую черную дыру. Более чем за два десятка лет до этого ученые, опираясь на уравнения ОТО Эйнштейна, вычислили, что такой объект искривляет пространство-время вокруг себя таким образом, что эта масса оказывается полностью отрезанной от остальной Вселенной. Если мимо черной дыры пройдет луч света, его согнет так, что даже фотоны будут кружиться по орбите вокруг центральной «звезды» и никогда не смогут вырваться во внешнюю Вселенную. Очевидно, поскольку такой объект не излучает света, он будет черным, и именно поэтому американский релятивист Джон Уилер в 1969 году назвал эти мертвые звезды черными дырами.

Но хотя все знали, что ОТО предсказывает существование подобных объектов, к тому времени, когда Хокинг завершал учебу в университете и переходил к самостоятельным исследованиям, к идее черных дыр никто не относился серьезно. Дело в том, что было открыто уже очень много звезд с массой гораздо больше трех масс Солнца. Они не схлопываются, потому что идущие в их недрах ядерные реакции поддерживают высокую температуру. Жар создает направленное наружу давление, которое и позволяет звезде сопротивляться гравитации. Астрономы знали, что, когда у таких звезд кончается ядерное «топливо», они взрываются и выбрасывают в космическое пространство свою внешнюю оболочку. Еще тридцать лет назад астрономы считали, что в результате подобного взрыва выбрасывается столько вещества, что масса оставшегося ядра меньше трех масс Солнца, а может быть, когда остатки звезды начинают сжиматься, в игру вступает какое-то другое давление, природу которого еще не выяснили.

Это ошибочное представление подкреплялось еще и тем, что астрономы постоянно открывали старые мертвые звезды. Эти звездные останки всегда имели массу чуть меньше массы Солнца, однако сжимались в объем, примерно равный объему Земли. Такие звезды размером с планету называются белыми карликами. Гравитации, которая сжимает их изнутри, противостоит давление высвободившихся из атомов электронов, которые действуют как электронный газ. Белые карлики такие плотные, что каждый кубический сантиметр их вещества весит миллион граммов. До 1967 года это были самые плотные известные объекты во Вселенной.

Но, хотя астрономы не предполагали всерьез, что может существовать что-то плотнее белого карлика, некоторым математикам нравилось развлекаться с уравнениями Эйнштейна, чтобы разобраться, что будет с веществом, если его сжать до еще более высоких плотностей. Уравнения говорили, что, если в три раза больше вещества, чем в Солнце, сжать до сферы с радиусом чуть меньше девяти километров, пространство-время в окрестностях этой сферы исказится так сильно, что оттуда не сможет вырваться даже свет. Мы знаем, что быстрее света перемещаться невозможно, следовательно, из окрестностей такого объекта не может вырваться в принципе ничего, поэтому математики иногда называли его «коллапсар» («коллапсирующая звезда»). Коллапсар – это бесконечный бездонный провал, куда может упасть все что угодно, но откуда ничего никогда не выходит. А плотность внутри коллапсара выше, чем в ядре атома, а это, как думали теоретики того времени, конечно, невозможно.

На самом деле ученые рассматривали вероятность существования звезд с плотностью атомного ядра, правда, не всерьез. К 1930-м годам физики знали, что ядро атома состоит из тесно упакованных частиц – протонов и нейтронов. Каждый протон несет единицу положительного заряда, нейтроны, как следует из их названия, электрически нейтральны, однако масса нейтрона примерно равна массе протона. В обычных атомах вроде тех, из которых состоит эта книга, каждое ядро окружено облаком электронов. Каждый электрон несет единицу отрицательного заряда, и электронов в атоме столько же, сколько протонов, так что атом в целом электрически нейтрален.

Но в атоме очень много пустого пространства. Ядро крошечное, но очень плотное, а электронное облако огромное (по сравнению с ядром) и разреженное. Пропорции атома таковы, что ядро в нем – словно песчинка посреди концертного зала. В белых карликах некоторые электроны из-за высокого давления оказываются вырванными из атомов, и ядра плавают в море «обобществленных» электронов, принадлежащих звезде в целом, а не конкретному ядру. Но между ядер все равно остается много свободного пространства, хотя это пространство и содержит электроны. Каждое ядро заряжено положительно, а поскольку одинаковые заряды отталкиваются, ядра держатся на расстоянии друг от друга. Однако квантовая теория учит нас, что все же есть способ сделать звезду плотнее белого карлика. Если звезда под воздействием гравитации еще сильнее сжимается, электроны вынуждены соединяться с протонами, образуя нейтроны. В результате получается звезда, состоящая из одних нейтронов, а их можно упаковать тесно, как протоны и нейтроны в ядре атома. Это и есть нейтронная звезда.

Расчеты показывают, что такое может произойти с любой мертвой звездой с массой более чем на 20 % больше массы Солнца (то есть с массой больше 1,2 массы Солнца). Нейтронная звезда с такой массой упакована в сферу радиусом примерно 10 километров, чуть выше земных гор. Плотность вещества нейтронной звезды составляет 10¹⁴ граммов на кубический сантиметр – то есть 1 с 14 нулями, сто тысяч миллиардов. Но даже такой плотный объект – еще не черная дыра, поскольку свет с его поверхности все же может излучаться во Вселенную.

Чтобы сделать из мертвой звезды черную дыру, нужно сокрушить даже нейтроны, и это хорошо понимали теоретики начала 1960-х. Более того, согласно квантовым уравнениям даже нейтроны не выдержат веса мертвой звезды с массой больше трех масс Солнца, к тому же если после взрывной агонии массивной звезды и останется подобный объект, он полностью схлопнется и превратится в математическую точку под названием «сингулярность». Задолго до того, как коллапсирующая звезда достигнет состояния нулевого объема и бесконечной плотности, она искривит пространство-время вокруг себя, и коллапсар окажется отрезан от внешней Вселенной.

На самом деле уравнения говорят, что, если достаточно сильно сжать любое количество вещества, оно поведет себя точно так же – тоже коллапсирует.

Особая черта объектов массой больше трех масс Солнца состоит в том, что они схлопываются сами, под собственным весом. Но если бы удалось сжать наше Солнце в сферу с радиусом около трех километров, оно тоже превратилось бы в черную дыру. Как и Земля, если сжать ее примерно до сантиметра. В любом случае, если сжать объект до критического размера, гравитация возьмет верх, замкнет пространство-время вокруг объекта, и тот продолжит сжиматься в сингулярность бесконечной плотности внутри черной дыры. Однако следует отметить, что сделать черную дыру гораздо проще, если у тебя есть много массы. Критический размер не просто пропорционален количеству массы, которой вы располагаете: чем меньше сжимаемая масса, тем больше плотность, при которой формируется черная дыра.

Для каждой массы есть свой критический радиус, при достижении которого образуется черная дыра, – так называемый радиус Шварцшильда. Как показывают приведенные примеры, у менее массивных объектов радиус Шварцшильда меньше: чтобы сделать черную дыру, Землю придется сжимать сильнее, чем Солнце, а Солнце – сильнее, чем более массивную звезду. Когда черная дыра сформируется, вокруг нее возникнет поверхность (что-то вроде поверхности моря), отмечающая границу между Вселенной в целом и регионом сильно искаженного пространства-времени, откуда не может вырваться ничего. Это будет горизонт, который можно пройти только в одном направлении (в отличие от поверхности моря!): излучение и материальные частицы проходят за него без всяких затруднений и под воздействием гравитации примыкают к накапливающейся массе сингулярности, но изнутри не прорывается ничего, даже свет.

Тридцать лет назад многих математиков тревожило, что по расчетам в черной дыре обязательно должна быть сингулярность. Их смущала мысль о бесконечной плотности. Однако большинство астрономов придерживались более прагматических представлений. Прежде всего, они сомневались, существуют ли вообще черные дыры. Возможно, думали они, есть какой-то закон физики, из-за которого останки мертвой звезды не могут обладать достаточной массой, чтобы коллапсировать. И даже если черные дыры существуют, их природа такова, что заключенные в них сингулярности невозможно ни наблюдать, ни исследовать. Тогда какая разница, что гласит теория? Ведь даже если точки бесконечной плотности существуют, они скрыты за непроходимыми горизонтами!

Однако у астрономов уже тогда появился повод для беспокойства. Чтобы получить черную дыру из маленькой массы, ее нужно сжимать очень сильно; но если масса больше, сжимать можно слабее. То есть масса около 4,5 миллиардов солнечных масс превратилась бы в черную дыру, если бы сосредоточилась в пределах сферы с диаметром всего вдвое больше солнечной системы.

Казалось бы, такой массы в природе не существует, о ней и говорить смешно. Но вспомним, что в одной только нашей галактике Млечный Путь содержится сто миллиардов звезд. Подобная сверхмассивная черная дыра могла бы сформироваться всего из 5 % их общей массы. А плотность такого объекта была бы несопоставимо меньше, чем плотность атомного ядра или нейтронной звезды: всего грамм на кубический сантиметр, как у воды. То есть черную дыру можно сделать даже из воды – надо только взять ее очень много!

Понять, в чем тут дело, будет проще, если представить себе беговые дорожки. Главное в черной дыре – то, что она полностью замыкает пространство-время вокруг себя, в результате чего луч света на горизонте бесконечно кружит вокруг центральной сингулярности. Однако «орбиты» фотонов не могут быть ни слишком крутыми, ни слишком плавными. Беговые дорожки ближе к центру стадиона обычно сильно искривлены, чтобы вписать их в доступное пространство. Внешние дорожки искривлены плавнее и занимают больше места. Но в любом случае, когда бежишь по дорожке, рано или поздно возвращаешься к месту старта – описываешь замкнутую кривую. Подобным же образом черная дыра может быть очень маленькой, с тесно скрученным вокруг пространством-временем, или очень крупной, в которой лучи света лишь слегка искривляются вдоль горизонта (возможны, разумеется, и все промежуточные варианты).

В 1960-е годы космологи начали осознавать, что из этого следует, – впрочем, очень медленно. Они поняли, что вся Вселенная, вероятно, ведет себя как колоссальная черная дыра, самая большая черная дыра на свете: все в ней удерживается гравитацией, все пространство-время представляет собой самодостаточную замкнутую сущность, которая свернута вокруг себя с самой что ни на есть плавной кривизной. Но есть одно большое различие: черные дыры втягивают вещество внутрь, к сингулярности, а Вселенная расширяется вовне с момента Большого Взрыва. Вселенная – словно черная дыра, вывернутая наизнанку.

Уравнения Эйнштейна – общая теория относительности – гласят, что Вселенная не может быть статичной, она должна либо расширяться, либо сжиматься. Наблюдения показывают, что Вселенная расширяется. Что же говорят уравнения Эйнштейна о том, каковы были условия во Вселенной в далеком прошлом, когда галактики были гораздо ближе друг к другу, и еще раньше? Они гласят, что Вселенная должна была зародиться в точке бесконечной плотности – в сингулярности – около 15 миллиардов лет назад. Астрономам 1940-х и 1950-х годов было «очевидно», что это нонсенс. Если из уравнений следует сингулярность, значит, где-то в них вкралась ошибка, и кто-нибудь, несомненно, выдвинет более совершенную теорию, позволяющую избегать таких радикальных прогнозов, дайте только срок. А пока вроде бы было логично применять уравнения как они есть, если речь шла об условиях, более или менее похожих на наблюдаемые сегодня.

На сегодня самое плотное известное нам вещество – ядро атома, тесно упакованные протоны и нейтроны. Поэтому некоторые самые отчаянные сорвиголовы среди ученых решили проверить, не прояснит ли ОТО вопрос о происхождении Вселенной из состояния, в котором общая плотность была такой же, как плотность ядра атома, то есть, если угодно, о рождении Вселенной из «первичного атома», в котором, словно в нейтронной суперзвезде, содержалась вся масса Вселенной.

А что было «до этого»? Откуда взялась эта первичная сверхплотность, которую иногда называют «космическим яйцом»? Неизвестно, можно лишь догадываться. Возможно, космическое яйцо существовало вечно, а потом что-то побудило его расширяться. А возможно, у Вселенной была какая-то предыдущая фаза, когда пространство-время сжималось в соответствии с уравнениями Эйнштейна. Сжимающаяся Вселенная могла довести себя до ядерных плотностей, а потом снова «спружинить» наружу, вступить в фазу расширения, не дойдя до катастрофической сингулярности.

Идея первичного атома или космического яйца возникла в начале 1930-х годов и оттачивалась и уточнялась еще лет двадцать. Однако даже в начале 1960-х годов это оставалось математической игрой, в которую играли отдельные специалисты, в основном для собственного удовольствия. Мысль о сверхплотном космическом яйце всего раз в тридцать больше Солнца, которое содержало в себе все на свете, а потом взорвалось и породило расширяющуюся Вселенную, соответствовала и уравнениям Эйнштейна, и наблюдениям. Только, похоже, никто по-настоящему не верил, что эти уравнения описывают Вселенную. Никто не огорчился бы, если бы оказалось, что гипотеза космического яйца в корне неверна.

О том, как относились к этой мысли в 1950-е, можно судить по условным названиям, которые давали ученые своей работе. На самом деле уравнения ОТО позволяют давать не одно, а несколько толкований поведения пространства-времени в целом. Мы уже знаем, что эти уравнения допускают либо расширение, либо сжатие, но не статическое состояние. Очевидно, что Вселенная, в которой мы живем, не может одновременно и расширяться, и сжиматься, так что два решения уравнений не могут быть верными для современной Вселенной. Поэтому эти решения называют моделями. Космологическая модель – это набор уравнений, описывающих, как может вести себя вселенная (не обязательно наша). Уравнения должны подчиняться известным законам физики, но не обязаны описывать реальное поведение настоящей (нашей) Вселенной. Оба решения уравнений Эйнштейна, и сжатие, и расширение, описывают модели вселенных, занятные математические игрушки, а модель расширения, вероятно, описывает реальную Вселенную. Однако в начале 1960-х годов большинство космологов предпочитали называть моделью и то решение, которое предполагает расширение.

Но в 1960-е все больше популярности набирала мысль о Большом Взрыве. Космологи приходили к убеждению, что их уравнения и в самом деле описывают происходящее в реальной Вселенной, поскольку у ОТО появлялось все больше экспериментальных подтверждений. Это вдохновило их на новые теоретические изыскания, те, в свою очередь, позволили дать новые прогнозы и потребовали новых наблюдений, и эта раскручивающаяся спираль стала причиной революции в наших представлениях о рождении Вселенной.

К 1976 году теория Большого Взрыва настолько прочно вошла в научный обиход, что американский физик Стивен Вайнберг написал научно-популярный бестселлер «Первые три минуты», где описал первые этапы Большого Взрыва и рассказал, как возникла наша Вселенная из сверхплотного состояния космического яйца. Хотя эта книга написана в 1970-е, в ней изложены представления о Большом Взрыве, царившие в 1960-х, и нам придется ненадолго остановиться на этих представлениях, прежде чем рассказывать нашу историю дальше.

* * *

Во всех этих описаниях Вселенной – релятивистских космологических моделях – есть одна странность: Большой Взрыв – это не взрыв огромного первичного атома, висевшего в пустоте. Между тем именно так он и видится многим обывателям: галактики – словно осколки взорвавшейся бомбы, разлетающиеся в космосе в разные стороны. Но на самом деле все было не так.

Уравнения Эйнштейна говорят нам, что расширяется само пространство – и это оно, расширяясь, уносит галактики за собой. Когда-то, когда Вселенная была моложе, галактики располагались гораздо теснее, поскольку расстояния между ними были более «сжатыми», чем теперь. Представьте себе две капли краски на резиновой ленте. Потянешь за концы ленты, она растянется, и капли краски разойдутся в стороны, но относительно материала, из которого сделана лента, они никуда не сдвинутся.

Так что в очень юной Вселенной во время взрыва первичного атома не было никакого «внешнего пространства», куда разлетались осколки после взрыва. Пространство было тесно свернуто само на себя, так что космическое яйцо было полностью самодостаточным шаром из вещества, энергии, пространства и времени. То есть, в сущности, представляло собой сверхплотную черную дыру. И оно до сих пор представляет собой черную дыру, разница лишь в том, что оно расширилось, поэтому плотность черной дыры стала гораздо меньше, и теперь свет в ней описывает на горизонте очень плавные кривые.