Педро Феррейра - Идеальная теория. Битва за общую теорию относительности

Деннис Сиама был активным поборником теории Хойла. Будучи в восторге от квазаров, он дал своему ученику, Мартину Рису, задачу с разных сторон изучить новые измерения Райла. Рис использовал более простой и наглядный подход, чем предпринятое Райлом рассмотрение числа квазаров как функции от потока. Вместо этого он взял подмножество из тридцати пяти квазаров с измеренным красным смещением и поделил его на три группы. В первую группу попали близкие к Земле во временном и пространственном смысле квазары с маленьким смещением. Вторую группу составили квазары со средним смещением, третья же была составлена из объектов с большим смещением, зафиксированных в отдаленном прошлом.

Идея Риса была простой, но удивительно рациональной. В модели стационарной Вселенной, в которой Вселенная со временем не меняется, в каждую из групп должно было попасть примерно одинаковое количество квазаров. Но в действительности в ближайшем к нам временном промежутке квазаров почти не оказалось. Почти все они попали в последнюю группу. Другими словами, судя по всему, количество квазаров со временем менялось — больше всего их оказалось в прошлом, — а значит, Вселенная не могла находиться в стационарном состоянии. График однозначно показал, что эта концепция не работала. «Это был график, изменивший точку зрения Денниса», — вспоминал Рис. С этого момента Сиама уверовал в теорию Леметра, или, как выражался на своих лекциях Хойл, в Большой взрыв и во всё, что из этого следовало.

Последний гвоздь в крышку гроба стационарной теории забили в Нью-Джерси. Арно Пензиас и Роберт Вильсон в одной из лабораторий Белла в Холмделе работали над новым типом антенн. Они хотели модернизировать антенну, этот огромный приемник радиоволн, и использовать ее для галактических измерений. Для составления точной карты Млечного Пути первым делом требовалось определить точность инструментов. Поэтому они направили антенну в пустоту и начали смотреть, насколько хорошую видимость она обеспечивает.

Но пустоты они не обнаружили. Пензиас и Вильсон кое-что увидели, точнее услышали: низкий, мягкий свист, исходящий из пустого пространства. И как они ни регулировали свои инструменты, избавиться от свиста не удавалось. Случайно эти двое наткнулись на след ранней Вселенной, отголоски Большого взрыва.

В конце 1940-х работающий в США русский физик Георгий Гамов предсказал существование пронизывающего всю Вселенную очень холодного света. Он начал с идеи аббата Леметра, утверждавшего, что Вселенная изначально представляла собой горячий, плотный суп, из которого в конце концов появились все прочие элементы. Аргументация была следующей. Представьте Вселенную в ее простейшем состоянии, полную исключительно атомами водорода. Каждый такой атом представляет собой элементарный строительный кирпичик для остальных элементов — удерживаемые электромагнитной силой протон и электрон. Если облучить такой атом достаточным количеством энергии, из ядра можно выбить электрон, оставив одинокий протон плавать в пространстве.

Теперь представим сконденсированный в горячей ванне газ из атомов водорода. Эти атомы будут сталкиваться, перемещаться с места на место и подвергаться бомбардировке энергичными фотонами из носящихся вокруг лучей света. И чем выше температура этой ванны, тем с большей вероятностью электроны будут отрываться от протонов. В очень горячей среде целых атомов водорода практически не останется. Вместо водородного газа Вселенная заполнится свободными протонами и электронами. На ранних стадиях существования Вселенной, когда ее температура превышала несколько тысяч градусов, ее наполняли в основном свободные протоны и электроны. Со временем Вселенная остывала, и электроны связывались ядрами, формируя в основном атомы водорода и гелия, а также крайне небольшое количество более тяжелых элементов и слабый, практически невидимый фоновый свет. Именно его увидели Арно Пензиас и Роберт Вильсон — четкое свидетельство горячего, сконденсированного состояния ранних времен. Это достаточно наглядно доказывало существование Большого взрыва, как пренебрежительно выражался Хойл, а решающий шаг в этом направлении сделал еще один ученик Денниса Сиамы — Стивен Хокинг.

Молодой Хокинг чем-то напоминал Эйнштейна, и именно так его часто называли друзья детства. Он не блистал в школе, был расслабленным, игривым и озорным худеньким мальчиком, который часто нарушал общий порядок и получал удовольствие, развлекая своих товарищей. Но постепенно его все больше начала привлекать наука, и подав документы в Оксфорд, он блестяще прошел вступительные экзамены и собеседование. Учебу он находил до смешного легкой, успевая достаточно хорошо, чтобы произвести впечатление на преподавателей и лекторов. Уже в Кембридже, работая под руководством Сиамы над своей докторской диссертацией, Хокинг обратится к космосу и обнаружил вытекающее из открытия Пензиаса и Вильсона важное следствие.

Стивен Хокинг был на год старше Мартина Риса, и математика общей теории относительности просто очаровала его. Еще в начале работы над докторской диссертацией у него диагностировали болезнь Лу Герига, боковой амиотрофический склероз, и сообщили, что жить ему осталось всего около двух лет. Сначала эта новость совершенно деморализовала его, но потом он решил, что по крайней мере еще два года для работы над диссертацией у него есть. Проблемы со здоровьем заставили его сосредоточиться на работе и попытаться понять, что же на самом деле происходило в начале расширения Вселенной — в сам момент Большого взрыва. Не являются ли сингулярности неизбежным условием не только конечного состояния Уиллера, но и начала времен?

Мчась наперегонки с болезнью, Хокинг смог показать, что расширяющаяся Вселенная в нормальных условиях и в самом деле неизбежно должна была начаться с сингулярности. Последовательно он вместе с южноафриканским физиком и талантливым учеником Сиамы Джорджем Эллисом доказал, что Вселенная с обнаруженным Пензиасом и Вильсоном реликтовым излучением должна была начаться с сингулярного состояния. Вместе с Роджером Пенроузом он создал набор теорем, описывающих практически любую модель расширяющейся Вселенной, которую в то время могли придумать. Как в прошлом, так и в будущем сингулярности были неизбежны — по крайней мере, так показывали расчеты Пенроуза и Хокинга.

На первом Техасском симпозиуме высказывалась гипотеза, что многочисленные удаленные источники радиоволн из каталога Райла могут как-то быть связаны с предсказываемым общей теорией относительности коллапсом сверхтяжелых звезд. Чандра уже отмечал нестабильность и возможность коллапса сверхтяжелых белых карликов, а Оппенгеймер и Снайдер показали, что для еще более тяжелых звезд следующая стадия неотвратимого коллапса проходит через фазу нейтронной звезды. Однако доказательства существования в космосе белых карликов имелись, чего нельзя было сказать о нейтронных звездах. Ситуация изменилась в 1965 году, когда в Кембридж прибыла Джоселин Белл, чтобы приступить к работе над докторской диссертацией в группе Мартина Райла.