Марк Перельман - Наблюдения и озарения или Как физики выявляют законы природы

Стивен Хокинг (р. 1942), английский астрофизик, а начала 1960-х гг. заболел редкой и неизлечимой болезнью, приводящей к постепенной атрофии всей мускульной системы. Вскоре он смог шевелить лишь двумя пальцами правой руки, но продолжает работать и читать лекции (занимает кафедру Ньютона в Кембридже), любит путешествовать, передвигается и разговаривает с помощью сконструированного для него кресла и компьютера с синтезатором речи, оставаясь веселым и остроумным собеседником. Его популярная книга «Краткая история времени» стала всемирным бестселлером.

Хокинг также показал возможность того, что в момент Большого взрыва должны были возникнуть многочисленные мини-черные дыры с массой, равной массе, скажем, среднего астероида или меньше, но с размерами протона. Правда, такие мини-дыры, созданные в состоянии чрезвычайно высоких температур и плотности, должны были, в основном, исчезнуть за счет электрослабых взаимодействий, превосходящих при такой плотности сильные взаимодействия.

Теория черных дыр никак не может считаться законченной — она продолжает активно развиваться. Так, очень интересен вопрос об энтропии черных дыр: они ведь упорядочивают вещество вокруг себя — следовательно, с их ростом должна расти и энтропия. Яков Д. Беккенштейн (р. 1947) предлагает считать ее мерой площадь горизонта событий, тогда Второй закон термодинамики должен формулироваться так: сумма энтропии и площади горизонтов событий черных дыр не может убывать.

Любой электрический заряд, движущийся ускоренно, излучает электромагнитные волны. По аналогии, следует ожидать, что любая масса должна излучать при ускорении гравитационные волны, а распространяться они должны со скоростью света (эти волновые решения соответствуют уравнениям ОТО).

Такое излучение должно иметь место в системах двойных звезд: они быстро вращаются вокруг общего центра тяжести, а значит, испытывают центростремительное ускорение. Оно, конечно, должно происходить при взрыве и столкновении звезд, например нейтронных звезд и черных дыр.

Для фиксации такого излучения в ряде лабораторий установлены гравитационные детекторы — это массивные тела, часто монокристаллы, весом в тонны, малейшие синхронные колебания которых в разных местах Земли должны сигнализировать о приходе такой волны. Так что оставалось наблюдать и ждать… какого-нибудь взрыва.

Решение проблемы пришло с несколько иной стороны. В 1974 г. Джозеф X. Тейлор (р. 1941) и тогда еще его студент Рассел А. Халс (р. 1950) обнаружили, что интенсивность излучения открытого ими пульсара (он назывался PBR 1913+16) регулярно меняется с периодом в восемь часов. Это означало, что пульсар представляет собой двойную звезду, точнее, что он вращается вокруг какой-то другой звезды, которая тоже должна быть весьма массивной и компактной, т. е., скорее всего, тоже нейтронной звездой.

Изменения огромных взаимодействующих гравитационных полей двойного пульсара должны проявляться в излучении гравитационных волн, т. е. в уменьшении энергии этого поля. Действительно, измерение периодов обращения пульсара в течение четырех лет показало, что он уменьшается со скоростью 75 миллионных секунды в год. Уменьшение периода соответствует сближению обоих партнеров этой пары, которое с точностью не хуже 0,5 % соответствует предсказаниям ОТО по потере энергии на излучение гравитационных волн (Нобелевская премия 1993 г.).

Таким образом, впервые была установлена реальность существования гравитационных волн. А уже в конце 2002 г. С. Копейкин и Э. Фомалон (США) сумели впервые измерить скорость этих волн: их наблюдения напоминали наблюдения Эддингтона 1919 г., установившие отклонения света звезд в поле Солнца во время полного солнечного затмения, но если тогда сравнивались только два снимка — до затмения и в момент его максимума, то сейчас регистрировалась скорость уменьшения радиоизлучения квазара при прохождении Юпитера точно между ним и Землей вследствие взаимодействия радио-и гравитационных волн. И их скорости оказались, как и предполагал Эйнштейн, одинаковыми.

Гравитационные волны, конечно, тоже должны состоять из квантов, их называют гравитонами. Гравитоны, как мы говорили, должны иметь нулевую массу покоя и спин 2, их существования требует и теория калибровочной инвариантности, но до сих пор не просматривается никакая реальная возможность их непосредственного наблюдения.

В 1937 г. выдающийся астрофизик Фриц Цвикки (1898–1974) показал, что наблюдаемая масса галактик много меньше той, которая требуется для объяснения их вращения: центростремительная сила и скорость вращения должны убывать от центра к периферии, а они остаются постоянными. Более того, наблюдаемая по свечению масса никак не может уберечь галактики от разлетания.

Значит, в галактиках присутствует некая скрытая, несветящаяся масса, восполняющая наблюдаемую?

Наблюдавшиеся позже облака водорода в галактиках, потухшие звезды и т. д. были не достаточными для объяснения этих эффектов. У многих исследователей получается даже, что на обычную материю в галактиках приходится лишь около 5 % всей массы, а около 25 % — это несветящая материя, участвующая только в гравитационных взаимодействиях и никак себя в остальном не проявляющая. На роль такой материи выдвигаются массивные нейтрино и другие еще не наблюдавшиеся частицы.

Но и это еще не все. Основная проблема космологии — вопрос о расширении Вселенной после Большого взрыва. Здесь возможны, как мы говорили, три модели: расширение продолжается вечно, расширение в какой-то момент должно смениться сжатием (начнется новый цикл существования Вселенной, закрытая модель), Вселенная достигнет какого-то стационарного состояния (нулевой кривизны). Выбор между моделями соответствует средней плотности Вселенной. Для нулевой модели она должна составлять около 5 атомов водорода в куб. метре.

Светящаяся масса составляет почти в 100 раз меньше, т. е. как будто Вселенная должна безудержно расширяться. Но наблюдаемые данные никак с этим не согласуются.

Еще в 1917 г. Эйнштейн феноменологически ввел в свои уравнения так называемый лямбда-член, дополнительную силу отталкивания на больших расстояниях, которая могла обеспечить стационарность Вселенной. Но в 1922 г., после работ Фридмана он отказался от этого решения и даже признавал его своей самой большой ошибкой.