Пол Халперн - Квантовый лабиринт. Как Ричард Фейнман и Джон Уилер изменили время и реальность [litres]

На встрече Американского физического общества в 1966-м 122Уилер говорил, что Большое схлопывание должно представить еще более странную ситуацию, когда космос начнет сжиматься. Предположим, что расширение вселенной, начатое Большим взрывом, запустило вперед время и вызвало рост энтропии. Тогда в эру схлопывания энтропия может начать уменьшаться, и это будет связано с изменением потока времени. Биологические процессы могут пойти назад, и люди начнут жить свои жизни в обратном порядке. В конечном итоге человечество превратится в одноклеточных существ, от которых некогда произошло. По мере сжатия космоса Земля снова станет облаком пыли, и потом вселенная сожмется в точку бесконечной плотности.

Но в заключение Уилер признал, что это все не более чем чистая теория.

Математик Карл Гёдель был одержим идеей двинуть в обратном направлении стрелки часов. Близкий друг Эйнштейна, он вместе с ним работал в институте перспективных исследований в Принстоне. Прославился он в первую очередь теоремами неполноты, опубликованными в 1931 году, в которых показал, что никакая логическая система не может быть самодостаточной. Эти выводы вдохновили британского математика Алана Тьюринга спроектировать машину Тьюринга, развить систематический подход к процессу вычислений, что в свою очередь стало источником вдохновения для Джона фон Неймана, создавшего первые электронные компьютеры.

В 1949 году, в канун семидесятого юбилея Эйнштейна, Гёдель продемонстрировал другу то, что сам он счел знаменательным открытием: вращательное решение уравнений общей теории относительности, делавшее возможным движение обратно во времени. Если вселенная обладает в точности правильным количеством вращения, а также корректной пропорцией материи определенного типа, то петли определенного типа, описанные в пространстве, дадут возможность переместиться в прошлое. Следовательно, при особенных условиях теория гравитации Эйнштейна допускает некую разновидность путешествия во времени.

Эйнштейн не мог спорить с тем, что математически решение Гёделя адекватно, но вот физической значимости он в нем не обнаружил. Существует большое количество решений для этих уравнений, почему нужно сосредоточиваться на таком странном? Научное сообщество практически забыло вращательную модель.

К концу шестидесятых Гёдель страдал от параноидального бреда, подорвавшего его здоровье. Он был убежден, что кто-то пытается отравить его, поэтому ел мало, редко и сильно потерял в весе. Истощение было так велико, что математику приходилось носить пальто просто для того, чтобы согреться даже в теплые весенние дни. В то же самое время он пытался собрать достаточно сведений о дисбалансе во вращательном движении галактик, которые помогут определить общий спин вселенной в целом и подтвердить возможность путешествий назад во времени.

Идея победить время всецело завладела им.

Уилер интересовался работой Гёделя, и в 1970-м, когда он, Мизнер и Кип Торн готовили учебник «Гравитация», то обращались к его идеям. К тому времени и Мизнер, и Торн получили преподавательские места – один в университете Мэриленда, другой – в Калтехе, и им требовалось собираться специально, чтобы работать над книгой. И когда однажды они посетили Принстон, чтобы встретиться с Уилером, институт перспективных исследований великодушно выделил им помещение в том же здании, где работал Гёдель. Из любопытства соавторы постучались к нему в дверь. Рассказали о своем учебнике, и Гёдель спросил, что в нем говорится о вращающихся вселенных, а когда услышал, что вообще ничего, то оказался сильно разочарован.

Хотя позже Уилер получил некоторые данные, способные подтвердить дисбаланс во вращении галактик, и передал их Гёделю, сам он не был сторонником столь экзотической модели. Его областью интересов оставалась стандартная космология и черты вселенной, проявляемые в экстремальных гравитационных ситуациях, например – искажение пространства-времени в окрестностях черных дыр.

Конечные стадии Большого схлопывания имеют некоторое сходство с ультракомпактными условиями в черных дырах. И там, и там есть сжатие в сингулярность. Но можно спросить – если время идет в обратную сторону при Большом схлопывании, что происходит с ним в черной дыре?

Если рассматривать окрестности черной дыры, используя координаты Крускала, нет оснований предполагать, что время изменит направление для того, кто приблизится к объекту. Фактически расчеты показывают, что для космонавта, прошедшего через горизонт событий (отмечающий точку невозврата из черной дыры), часы на его корабле продолжат идти вперед. Только с внешнего наблюдательного пункта злополучный исследователь будет виден как замороженный во времени.

Печально, но в случае черных дыр шварцшильдовского типа наш путешественник будет притягиваться все ближе к центральной сингулярности черной дыры. Гравитационные приливные силы растянут его в направлении его движения и сожмут во всех остальных направлениях – процесс этот именуют «спагеттификацией». Миг, и его разорвет на куски. У черной дыры Керра или Керра – Ньюмана центральная сингулярность представляет собой кольцо, и знакомства с ней в принципе можно избежать. Но если мы находимся за пределами горизонта событий, то даже самый мощный телескоп не поможет нам увидеть это безобразие. Как предположил в 1970 году Уилер, работавший со своим студентом Ремо Руффини, мы сможем определить только общую массу черной дыры, ее заряд и спин (а именно, угловой момент).

Чтобы донести до остальных то, что черные дыры не обладают какими-либо свойствами за исключением вышеперечисленных, Уилер придумал выражение «У черных дыр нет волос», которое стало известно как «теорема о лысой черной дыре». Он указал, что они подобны новобранцам с обритыми головами, которые выглядят одинаково сверху.

Само собой, Фейнман не упустил случая поддеть бывшего наставника, обвинив того в похабщине. «Как можно говорить о таких непристойных вещах! – заявил Ричард. – Немедленно позовите ректора!»

Во вселенной, которая заканчивается Большим замораживанием, звезды с массой примерно равной солнечной в конечном итоге раздуваются, превращаясь в красные гиганты. Их внешние оболочки испаряются в космос, оставляя только белых карликов. Массивные же звезды становятся супергигантами и взрываются сверхновыми, от которых остаются только сжимающиеся, компактные ядра. В зависимости от массы они становятся либо нейтронными звездами (состоят из ультраплотного ядерного материала), либо черными дырами. Энтропия будет либо находиться на одном уровне, либо расти, до тех пор, пока не наступит состояние тепловой смерти.