Текст книги "Идеальная теория. Битва за общую теорию относительности"

Бойня, свидетелем которой он стал на фронте, разрушительное действие газообразного хлора и окружающая жестокость оказали на него сильное влияние. После действительной военной службы Леметр не только возвращается к изучению физики и математики, но и поступает в 1920 году в семинарию Святого Румольда в Малине, а в 1923 году принимает сан священника. До конца своих дней Леметр будет очарован математикой и останется верным служителем католической церкви, увенчав свою карьеру президентством в Папской академии наук. Священник-ученый, занявшийся решением уравнений Вселенной.

Еще в университете Лувена Леметра привлекала общая теория относительности Эйнштейна, по которой он проводил семинары и писал небольшие обзоры. Часть 1923 года он провел в Англии, в Кембридже, в доме для католических духовных лиц, сотрудничая с Эддингтоном. Последний познакомил Леметра с основами теории относительности, предоставив место в первом ряду в разворачивающемся поиске истинной теории Вселенной. Эддингтон считал Леметра «крайне одаренным студентом, быстро схватывающим и проницательным, обладающим недюжинными математическими способностями». После переезда в 1924 году в Кембридж в штате Массачусетс Леметра в основном заботила нерешенная проблема точного моделирования Вселенной. Он углубился в нее с таким же рвением, как и в работу над своей докторской диссертацией в Массачусетском технологическом институте.

Когда в 1923 году Леметр обратился к космологии, в мире все еще рассматривались модели Эйнштейна и де Ситтера. Это были единственные математические модели, полученные из уравнений Эйнштейна, при этом они не были подтверждены никакими наблюдениями. Развивающаяся Вселенная Александра Фридмана ни на что не повлияла, так как предубеждение Эйнштейна против подобной модели имело такой вес, что никто не осмеливался ему противоречить. Поэтому в соответствии с преобладающими взглядами Вселенная оставалась статичной, хотя Эддингтона заинтересовала модель де Ситтера, в которой звезды и галактики удалялись от центра Вселенной. Де Ситтер утверждал, что одна из характеристик его Вселенной доступна для наблюдений. Удаленные объекты будут выделяться на общем фоне, так как свет от них окрасится в красный цвет.

Свет можно представить в виде набора волн с разной длиной, соответствующих различным состояниям энергии. Красному свету соответствует большая длина волны и более низкое энергетическое состояние, чем расположенному на другом конце спектра синему. Звезды, галактики и другие яркие объекты испускают набор таких волн, некоторые обладают большей энергией, чем другие. Де Ситтер обнаружил, что свет любого удаленного объекта смещается в красную сторону спектра, создавая впечатление большей длины волны и более низкой энергии, чем у аналогичных близкорасположенных объектов. Чем сильнее удален объект, тем более красным является его свечение. Поиск подобного явления в реальной Вселенной был гарантированным способом проверки жизнеспособности модели де Ситтера.

Эффект красного смещения показывал, что с моделью де Ситтера не все ясно. Вместе с Германом Вейлем, одним из геттингенских учеников Давида Гильберта, Эддингтон более подробно исследовал решение де Ситтера и обнаружил, что при распределении звезд или галактик по всему пространству-времени существует тесное линейное соотношение между красным смещением и расстоянием до звезды или галактики. Красное смещение объекта, расположенного от Земли в два раза дальше другого объекта, оказывается в два раза сильнее. Этот принцип стал известен как эффект де Ситтера.

Когда в 1924 году Леметр внимательно исследовал Вселенную де Ситтера и выводы Эддингтона и Вейля, он обнаружил в уравнениях необычную деталь. Свою теорию де Ситтер формулировал, взяв за основу статическую Вселенную со странным свойством: она обладала центром, причем для помещенного в этот центр наблюдателя существовал горизонт, за которым ничего нельзя было увидеть. Это шло вразрез с основным предположением Эйнштейна об эквивалентности всех мест во Вселенной. После того как Леметр убрал из модели горизонт и сделал все точки равноправными, оказалось, что Вселенная де Ситтера ведет себя совсем по-другому. При более простом взгляде на Вселенную, предложенном Леметром, кривизна пространства менялась со временем, а геометрия эволюционировала таким образом, что точки пространства разбегались друг от друга. Это объясняло эффект де Ситтера. Леметр, как и Фридман за пару лет до него, столкнулся с расширяющейся Вселенной. Но в отличие от выкладок Фридмана, открытая им связь расширения Вселенной и красного смещения допускала проверку путем наблюдений.

Леметр пошел в своем анализе дальше и стал искать дополнительные решения. К его удивлению, оказалось, что статические модели, продвигаемые Эйнштейном и де Ситтером, представляли собой не просто частные случаи, а почти отклонения от теории пространства-времени Эйнштейна. Если модель де Ситтера можно было перестроить в развивающуюся Вселенную, то модель Эйнштейна страдала от нестабильности, способной быстро нарушить весь порядок. При минимальном дисбалансе между материей и космологической постоянной Вселенная Эйнштейна начинала быстро расширяться или сжиматься, уходя от так желаемого Эйнштейном равновесного состояния. Более того, оказалось, что модели Эйнштейна и де Ситтера входят в огромное семейство моделей, все из которых со временем расширяются.

Эффект де Ситтера не прошел среди астрономов незамеченным. На самом деле еще в 1915 году, то есть до того как де Ситтер предложил свою модель и ее отличительную особенность, американский астроном Весто Слайфер измерил красное смещение разбросанных по небу световых пятен, известных как туманности. Для этого он измерял спектры туманностей. Элементы, из которых состоит испускающий свет объект, будь это электрическая лампочка, раскаленный кусок угля, звезда или туманность, продуцируют уникальный набор волн разной длины. При измерении спектрометром эти волны дают набор линий, напоминающий штрихкод. Именно он и называется спектром объекта.

Воспользовавшись оборудованием Ловелловской обсерватории в городе Флагстафф, штат Аризона, Слайфер измерил спектры рассеянных по небу туманностей. Затем он сравнил их со спектрами, которые получились бы при измерении свечения объектов, состоящих из аналогичных элементов, если бы эти объекты располагались непосредственно перед его носом. (Спектры элементов, составляющих туманность, уже были хорошо известны, так что повторять эксперимент ему не пришлось.) И оказалось, что результаты измерений были смещены относительно ожидаемого. Каждый штрихкод демонстрировал смещение влево или вправо.

Сдвиг спектра указывал на факт движения измеряемых объектов. При удалении источника света от наблюдателя кажется, что длины световых волн увеличиваются. В итоге свет выглядит более красным. И наоборот, если источник света движется на наблюдателя, его спектр сдвигается в сторону более коротких волн и он выглядит более синим. Это явление называется эффектом Доплера, и, скорее всего, вы слышали о нем в связи со звуковыми волнами. Представьте быстро едущую карету скорой помощи – звук ее сирены будет меняться по мере движения, становясь более низким по мере удаления от вас. Аналогичный эффект позволил Слайферу понять, как именно перемещаются объекты во Вселенной.

В целом полученные результаты Слайфера не удивили. Как он и ожидал, объекты перемещаются под действием гравитационного притяжения других объектов. После его первых измерений создалось ощущение, что одна из наиболее ярких туманностей, туманность Андромеды, движется по направлению к нам: ее свет демонстрировал фиолетовое смещение. Однако методичный Слайфер этим не ограничился и записал спектры еще ряда туманностей. Результат его озадачил – казалось, что почти все туманности от нас удаляются. Это была тенденция.

В 1924 году молодой шведский астроном Кнут Лундмарк взял данные Слайфера и сделал приблизительный подсчет расстояния до различных туманностей. Определить точные расстояния ему не удалось, но тенденция прослеживалась: чем дальше располагалась та или иная туманность, тем быстрее она двигалась.

И вот в 1927 году аббат Леметр заново вывел тенденцию, которая проявилась в модели де Ситтера и которую зафиксировал при своих наблюдениях Слайфер. Его расчеты показали, что измерения красных смещений и расстояний до далеких галактик должны выявить линейную зависимость между этими параметрами. Если откладывать расстояние по горизонтальной оси, а красное смещение – по вертикальной, то на графике все галактики выстроятся в почти прямую линию. Не зная о работах Фридмана, Леметр включил результаты в свою диссертацию и опубликовал их в безвестном бельгийском журнале. В свои расчеты он включил короткий раздел с обсуждением эмпирических данных и вычислением угла наклона обнаруженной им самим, Эддингтоном и Вейлем линейной зависимости. Указывающие на расширение эмпирические данные были предварительными и содержали серьезные ошибки, но прослеживающаяся тенденция казалась крайне перспективной.

К разочарованию Леметра, ведущие теоретики в области релятивизма, в том числе его бывший консультант Эддингтон, его статью полностью проигнорировали. Когда в том же году Леметр на одной из конференций встретил Эйнштейна, последний не высказал никакой заинтересованности и только любезно указал, что работа Леметра всего лишь воспроизводит открытие Александра Фридмана. Признавая корректность вычислений Фридмана, Эйнштейн считал странную расширяющуюся Вселенную математическим курьезом, не имеющим отношения к реальной Вселенной, которая, по его мнению, была статичной. Оценку работы Леметра он завершил уничижительным замечанием: «Ваши вычисления правильны, но ваше понимание физики отвратительно». После этого, по крайней мере на некоторое время, Вселенная Леметра была забыта.

Эдвина Хаббла куда больше уважали за его умение улаживать проблемы, чем за личное обаяние. Он учился в Чикагском университете, где, как он утверждал, стал чемпионом по боксу. Затем как стипендиат Родса он провел несколько лет в Оксфорде, подцепив там раздражающе искусственный британский акцент, с которым говорил до конца своих дней. Свои напыщенные манеры он довершал твидовым костюмом и трубкой – обязательными атрибутами английского эсквайра. После Оксфорда Хаббл, подобно Фридману с Леметром, участвовал в Первой мировой войне, но сразу после ее окончания добился успеха в профессиональной сфере.

В конце 1920-х годов люди обратили внимание на работы Хаббла, потому что несколькими годами ранее он натолкнулся на золотую жилу. В начале XX века было известно, что мы живем внутри огромного водоворота звезд, из которого состоит наша галактика. Это так называемый Млечный путь. Со временем у астрономов возник вопрос: а является ли Млечный путь единственной галактикой, одиноким островком в пустом пространстве или же в космосе существует множество галактик? При взгляде на небо легко заметить слабые таинственные световые пятна, те самые туманности, которые измерял Слайфер. Являются ли они развивающимися звездами Млечного пути или же это удаленные галактики в процессе становления? Второе означало, что Млечный путь – всего лишь одна из множества галактик.

Ответ на этот вопрос Хаббл нашел в процессе измерения расстояния до туманности Андромеды. Он понял, что в качестве опорных точек может воспользоваться очень яркими звездами, известными как цефеиды. Определив, насколько светимость цефеид в туманности Андромеды меньше светимости более близких звезд, он смог выяснить расстояние до этой туманности. Чем более тусклой выглядит звезда, тем дальше она должна находиться. Полученное Хабблом расстояние до Андромеды было громадным – почти миллион световых лет, что в пять или даже в десять раз превышало оценочное расстояние до Млечного пути. Значит, туманность Андромеды не могла быть частью Млечного пути, поскольку находилась слишком далеко. Напрашивалось естественное объяснение: это всего лишь еще одна галактика. И если оно было верным для Андромеды, оно могло оказаться верным и для множества остальных туманностей. Так в 1925 году единственный эксперимент Хаббла сильно увеличил размер Вселенной.

В 1927 году Хаббл принял участие во встрече Международного союза астрономов в Голландии. Он знал, какой шум поднял сделанный де Ситтером, Эддингтоном и Вейлем прогноз о наличии красного смещения в туманности и познакомился с измерениями Слайфера, которые можно было трактовать как первый намек на наличие данного эффекта. Опубликованная в 1924 году статья Лундмарка, в которой делалась попытка показать соотношение между скоростями и расстоянием, предшествовала проделанным Хабблом измерениям расстояния до Андромеды и была встречена скептически. Аббат Леметр использовал данные Хаббла в своей работе 1927 года, но она была опубликована в малоизвестном бельгийском журнале на французском языке, поэтому никто ее не читал. Хаббл увидел возможность включиться в процесс и самостоятельно открыть эффект де Ситтера, проигнорировав все предшествующие попытки и позиционировав себя как первооткрывателя.

Для этого он заручился поддержкой Милтона Хьюмасона, сотрудника обсерватории Маунт-Вилсон. Ночь за ночью Хьюмасон настраивал призмы телескопа, установленного в калифорнийских горах над Пасаденой, и снимал спектры. Это была неблагодарная работа. Под куполом было холодно и темно, а от железного пола у Хьюмасона немели и начинали ныть ноги. Болела спина, ведь смотреть в окуляр, пытаясь обнаружить спектральные линии выбранных туманностей, приходилось в неудобной позе. Он знал, что должен превзойти Слайфера, и поэтому рассматривал совсем тусклые туманности. Чем слабее было их свечение, тем дальше они могли находиться. Но инструмент, которым он пользовался, не был предназначен для подобной работы. Получение одного спектра занимало от двух до трех дней, в то время как другие телескопы позволяли делать то же самое за несколько часов.

Пока Хьюмасон искал красные смещения, Хаббл сосредоточился на определении расстояний. Он измерял испускаемое каждой туманностью количество света и сравнивал результаты с расстоянием до туманности Андромеды. Это позволило примерно представить, насколько далеко от Земли находятся рассматриваемые объекты. Полученные данные объединялись с измеренным Слайфером и Хьюмасоном красным смещением в поисках линейной зависимости между двумя параметрами, однозначно указывающей на эффект де Ситтера.

К январю 1929 года Хаббл и Хьюмасон собрали данные о красном смещении сорока шести туманностей. Хаббл определил расстояние до тех двадцати четырех из них, которые располагались ближе всего и красное смещение которых измерял Слайфер. Был построен график: по оси x откладывались расстояния, а по оси y – скорости перемещения, определенные путем измерения красного смещения. Разброс получился достаточно большим, но график выглядел лучше предыдущих, полученных Лундмарком и Леметром, и явно указывал на тенденцию: чем дальше находилась туманность, тем сильнее было красное смещение.

Свои данные Хаббл опубликовал сам без Хьюмасона в короткой работе «Связь между расстоянием и лучевой скоростью межгалактических туманностей». Статья Лундмарка на эту тему вышла куда раньше, но Хаббл, мимоходом о ней упомянув, предпочел заострить внимание на важности собственных результатов. В последнем абзаце он писал: «Впрочем, существует возможность того, что соотношение между скоростью и расстоянием указывает на эффект де Ситтера, а значит, численные данные можно ввести в обсуждение общей кривизны пространства». В тот же день была отправлена короткая скромная статья, в которой Хьюмасон представлял результаты своих измерений красного смещения и расстояния до туманности, которая располагалась в два раза дальше, чем все туманности, упомянутые в работе Хаббла. Полученные данные тоже укладывались в обнаруженное Хабблом соотношение. Это был эффект де Ситтера.

Хотя Лундмарк и Леметр уже публиковали аналогичные данные, именно открытие линейной зависимости красного смещения от расстояния послужило катализатором, объединившим космологию. После публикации в 1929 году основополагающей работы Хаббла муссировавшиеся до этого почти десятилетие идеи Эйнштейна, де Ситтера, Фридмана и Леметра наконец сложились в одну простую картину. И хотя данные Слайфера, а также анализ Лундмарка и Леметра однозначно указывали на то, что галактики разбегаются, именно работы Хаббла и Хьюмасона убедили астрономов в реальности эффекта де Ситтера.

Через год после выхода статьи Хаббла Эддингтон высказал свое мнение по поводу эффекта де Ситтера и наблюдений Хаббла в журнале The Observatory, в котором во время Первой мировой войны он публиковал свои пацифистские призывы. После чтения этой статьи плотно обосновавшийся в университете Лувена аббат Леметр пришел в замешательство. Ведь там не было ни малейшего упоминания о его работе. Его более простая модель расширяющейся Вселенной была забыта. Немедленно он отправил Эддингтону письмо с описанием своей работы 1927 года, в которой демонстрировалась возможность дополнительных решений уравнений Эйнштейна, указывающих на расширение Вселенной. В конце Леметр добавил: «Я отправляю вам несколько копий статьи. Возможно, вы сможете переслать ее де Ситтеру. В свое время я послал ему эту статью, но, похоже, он ее не прочитал». Эддингтон был раздавлен. Его «блестящий» и «проницательный» ученик сообщал о своих попытках заниматься теорией относительности, но Эддингтон просто списал его со счетов и забыл про его работу. Он быстро приступил к статье, продвигающей взгляд Леметра на Вселенную и убеждающей де Ситтера отбросить собственную модель и принять модель Леметра. Теперь настала очередь Эйнштейна признать существование расширяющейся Вселенной.

Годы известности отвлекли Эйнштейна и от его теории, бурно развиваемой Фридманом и Леметром, и от наблюдений за удаляющимися галактиками. Но к лету 1930 года ему пришлось признать, что кое-что изменилось. Во время визита в Кембридж он остановился у Эддингтона и его сестры и заразился энтузиазмом Эддингтона, связанным с результатами Хаббла и Вселенной Леметра. Во время одной из многочисленных поездок он посетил Калифорнию и Маунт-Вилсон, где в общих чертах обсудил с Хабблом новое видение Вселенной. Эйнштейн пока не очень хорошо говорил по-английски, а Хаббл не понимал немецкого, но они оба видели, что концепция расширяющейся Вселенной прижилась как среди физиков, так и среди астрономов. Во время следующей поездки, на этот раз в Лейден, во время беседы с де Ситтером Эйнштейн увлекся идеей новой космологии, родившейся из его теории и породившей варианты расширяющейся Вселенной. Они согласились избавиться от параметра, который ввел Эйнштейн, чтобы обеспечить статичность теории Вселенной. Добавленной в теорию задним числом космологической константе пришел конец.

Обнаружив в уравнениях Эйнштейна расширяющуюся Вселенную, Леметр решил развить заодно и его общую теорию относительности. Он понял, что данная теория позволит получить картину того, с чего все началось. Ведь из постулата о расширении Вселенной вытекал вопрос, каким образом и почему она начала вести себя подобным образом. И отмотав время назад, можно прийти к моменту, когда пространство-время существовало в виде точки. Эта странная ситуация не похожа ни на одно из явлений, наблюдаемых в окружающем мире. Но модели Фридмана и Леметра, по-видимому, демонстрировали именно это: первый момент зарождения пространства-времени.

Леметр предложил радикальную идею возникновения Вселенной. Она включала начало всего. В этой концепции Вселенная появлялась из одной точки, первоначального атома, или, как его называл Леметр, «космического яйца». Этот атом породил весь заполняющий современную Вселенную материал. Он должен был распасться в соответствии с законами квантовой физики, разработка которых в то время только начиналась. По аналогичной схеме происходит наблюдаемый в лабораториях радиоактивный распад частиц. Потомки первичного атома в свою очередь распадались на дополнительные атомы и т. д.

Это была простая, умозрительная, почти библейская модель, но Леметр всеми силами старался в своих предположениях держаться подальше от религии. Будучи священником, он больше чем кто-либо другой рисковал быть обвиненным в привнесении элемента веры в чисто научную гипотезу. В журнале Nature он опубликовал заметку, озаглавленную «Начало мира с точки зрения квантовой теории». Этим заголовком было сказано все. Речь о божественном вмешательстве или теологических конструкциях не шла. Это был практический вывод из холодных беспристрастных законов физики. Так устроена природа. Свое видение Леметр изложил так: «Если мир начался с одного кванта, понятия пространства и времени вначале должны быть лишены какого-либо смысла; они должны начаться только в момент, когда первоначальный квант разделяется на достаточное количество квантов. Если это предположение корректно, начало мира произошло немного раньше возникновения пространства и времени».

В январе 1931 года в своем обращении к Британской математической ассоциации Эддингтон рассказал, что он думает о новейшей идее Леметра, начав так: «Мне не нравится современное представление о начале окружающего мира». Эддингтон поддержал работу Леметра, посвященную расширяющейся Вселенной, и убедил Эйнштейна отказаться от концепции статической Вселенной. Своей международной известностью Леметр обязан Эддингтону. Но воспринять наиболее передовые идеи Леметра Эддингтон был не в состоянии. Они выводили теорию пространства-времени Эйнштейна за границы применимости. По крайней мере, такое мнение озвучивал Эддингтон.

Аналогично тому как Эйнштейн отвергал расширение пространства в работах Фридмана и Леметра, Эддингтон отказывался принять результаты, вытекающие из математических расчетов. Вместо этого он предложил другое решение. Благодаря полученным Хабблом и Хьюмасоном доказательствам того, что галактики разбегаются, была отброшена модель статической Вселенной Эйнштейна. В процессе поиска всех возможных решений Леметр показал, что эта статическая Вселенная обладает свойством, которое усиливает позицию Эддингтона, – она нестабильна. Достаточно добавить туда немного материи – дополнительную галактику, звезду или даже один-единственный атом, – и Вселенная начнет сворачиваться в одну точку. И наоборот, удаление материи приводит к ее расширению, в результате чего она начинает вести себя подобно Вселенным Фридмана и Леметра. Именно эту нестабильность модифицировал Эддингтон, чтобы объяснить процесс расширения.

Объяснение, предложенное Эддингтоном, при своей неоднородности и незавершенности было правдоподобным и простым. Начало Вселенной описывалось моделью Эйнштейна, то есть она была статичной и неподвижной. На самом деле было бы ошибкой утверждать, что Вселенная имела начало; она могла находиться в статичном состоянии бесконечно долгое время, пока в соответствии с предложением Эддингтона материя каким-то способом, который еще требовалось определить, не начала группироваться. Из возникающих конгломератов материи сформировались звезды и галактики, а находящееся между ними пустое пространство привело к дестабилизации модели Эйнштейна и положило начало расширению. Произошел изящный переход Вселенной, находящейся вне времени, в расширяющуюся Вселенную.

Эддингтона предложенная Леметром радикальная гипотеза начала Вселенной не убедила, а вот Эйнштейн придерживался иного мнения. Зимой 1933 года путешествующие по Соединенным Штатам Америки Эйнштейн и Леметр встретились в Пасадене, в Калифорнийском технологическом институте, куда аббата пригласили прочитать две лекции. Их предыдущая встреча в Сольвее в 1927 году, во время которой Эйнштейн отозвался о работе Леметра как о наборе правильных, но не имеющих отношения к делу выводов из его собственной теории, прошла не слишком удачно. Но теперь все изменилось. Леметр пользовался уважением как одно из ведущих светил новой науки – космологии. Во время этой встречи ученые, погруженные в беседу, бродили по саду Атенеума, центра социальной жизни Калтеха. Газета Los Angeles Times описывала эту встречу так: «Серьезные выражения их лиц свидетельствовали о том, что идет обсуждение современного состояния дел, связанных с космосом». Было логичным и присутствие Эйнштейна на лекциях Леметра. В конце одного из семинаров он встал и сказал: «Это наиболее красивое и исчерпывающее объяснение мироздания, которое я когда-либо слышал».

После более чем десяти лет заблуждений Эйнштейн, наконец, увидел свет. Это был интересный поворот событий. Создателю общей теории относительности не хватило храбрости принять вытекающие из этой теории предсказания по поводу Вселенной, и он попытался ввести дополнительный фактор, чтобы подогнать результат под свои представления. Только Фридман и Леметр, принявшие общую теорию относительности во всей ее математической красоте, смогли предложить концепцию развивающейся, расширяющейся Вселенной. И экспериментальные данные подтвердили их правоту. Похвала Эйнштейна подняла Леметра в глазах массовой прессы. И подобно Эйнштейну, находящемуся в зените славы, Леметр был признан «ведущим мировым космологом». Он смог стать одним из столпов современной космологии. Его идеи наряду с идеями Александра Фридмана подготовили почву для происшедшей тридцатью годами позднее революции в этой науке.