Книга: 13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего

Русская революция

Русская революция

Эйнштейн разработал общую теорию относительности в конце 1915 года и почти сразу же применил ее для создания математической модели Вселенной. Это был не такой громадный прыжок в науке, как может показаться, поскольку общая теория описывает взаимодействие между пространством, временем и материей и, строго говоря, применима только к полному набору этих элементов – Вселенной. При попытке применить ее для описания части Вселенной[150], например природы орбиты Меркурия вокруг Солнца, получается что-то приблизительное, хотя и точное настолько, насколько нужно исследователю. Эйнштейн опубликовал свою прорывную космологическую работу под названием «Вопросы космологии и общая теория относительности» в 1917 году. Он находился под сильным влиянием общепринятого тогда воззрения, что вся Вселенная есть Млечный Путь, а также видимого факта, что звезды Млечного Пути движутся относительно мало и бессистемно, не образуя входящего или исходящего потока. Он склонялся к идее, что Вселенная замкнута аналогично поверхности Земли или иной сферы, которая, как известно, имеет конкретную площадь поверхности, но не имеет конца. Сферическая вселенная обладает конечным объемом, но не имеет границ: направившись в любую сторону по прямой, вы в конце концов обогнете ее и вернетесь в исходную точку.

Однако здесь есть затруднение. Такая замкнутая вселенная должна сужаться, поскольку вся материя в ней притягивается друг к другу по закону всемирного тяготения, это соответствует как закону Ньютона, так и общей теории относительности. Поэтому Эйнштейн добавил к своим уравнением дополнительный элемент, названный космологической константой и обозначенный буквой греческого алфавита – лямбдой (?), который означал некую «упругость» пространства, компенсировавшую гравитацию. В результате получилась математическая модель замкнутой сферической вселенной, содержащей материю, но стабильной, о чем, по мнению Эйнштейна, свидетельствовали небольшие скорости звезд.

В 1916 году, формулируя свои идеи, Эйнштейн обсуждал их с голландским астрономом Виллемом де Ситтером, который вскоре издал собственные размышления на ту же тему. Голландия соблюдала нейтралитет в Первой мировой войне, так что новости от Эйнштейна без серьезных преград добирались из Германии до де Ситтера, а затем – к английским друзьям, в частности к Артуру Эддингтону. Де Ситтер опубликовал свою работу в ежемесячных «Заметках Королевского астрономического общества». Это привлекло внимание англоязычных астрономов к прорыву Эйнштейна, но также показало, что идея богаче, чем думал автор. Де Ситтер обнаружил, что уравнения общей теории относительности также могут использоваться для описания стабильной, но пустой вселенной – космоса, не содержащего материи. Такая вселенная не сжималась бы по причине отсутствия вызывающей гравитацию материи. Для нее космологическая постоянная была не нужна, но при желании ее можно было использовать. Де Ситтер, однако, хотел узнать, не может ли оказаться, что наша Вселенная настолько велика, что даже можно пренебречь наличием в ней звезд и считать пригодной для ее описания модель пустой вселенной. Он внес в пустую вселенную математический эквивалент небольшого количества материи («пробные частицы») и пришел к неожиданному выводу. Если эти частицы излучали свет, то длина его волн растягивалась по мере удаления от частиц; как выразился сам де Ситтер, «частота световых вибраций уменьшалась». Эта форма красного смещения, являющаяся свойством пространственно-временного континуума во вселенной де Ситтера, не является эффектом Доплера, и из нее не следует, что Вселенная расширяется. Но де Ситтер знал о работе Слайфера и стал одним из первых астрономов, поддержавших идею о том, что спиральные туманности находятся на большом расстоянии от Млечного Пути. Эйнштейн был озадачен и написал де Ситтеру, что не может осмыслить происходящее. Но худшее (или с современной точки зрения лучшее) было еще впереди: обнаружилось, что возможных моделей вселенных может быть несколько.

В течение последующих лет несколько ученых пытались использовать уравнения общей теории, применяя их к вселенной или вселенным. Но человеком, который смог буквально взять эти уравнения за шиворот и встряхнуть, придав им новый смысл и определив релятивистскую космологию как науку, стал россиянин Александр Фридман[151].

Фридман родился в 1888 году в Санкт-Петербурге в семье балетного танцовщика и пианистки, которые поженились, когда ему было девятнадцать, а ей всего шестнадцать, и музыкальную карьеру она так и не сделала. В 1896 году, когда Александру исполнилось восемь лет, его родители расстались, отец повторно женился, и мальчик воспитывался с мачехой. Артистическое происхождение не помешало ему увлечься физикой, и в начале XX века он уже был хорошо знаком с последними исследованиями квантовой теории и релятивистики. Александр, как и его родители, рано создал семью – в 23 года, едва окончив Санкт-Петербургский университет. Он продолжал работать в альма-матер еще пару лет, а в 1913 году занял должность метеоролога в Главной геофизической обсерватории в Павловске. Когда разразилась Первая мировая, он вступил добровольцем в авиационный отряд и участвовал в организации аэронавигационной и аэрологической службы русской армии, в том числе совершал опасные для жизни полеты в качестве пассажира и наблюдателя над вражеской территорией (австрийский фронт) и пережил как минимум одну аварийную посадку, был удостоен орденов Святого Георгия и Святого Владимира с мечами. Фридман не пострадал от революции 1917 года, поскольку с юности поддерживал левых и приветствовал новую власть. Он получил место профессора в Пермском университете, но был вынужден бежать, когда во время гражданской войны город заняли белые. В итоге в 1920 году ему удалось поселиться в родном городе, теперь носившем имя Петроград, и заняться метеорологическими исследованиями при Академии наук. Вскоре Фридман уже руководил всеми метеорологическими наблюдениями на территории Советского Союза. Увы, ученого ждала ранняя смерть от тифа[152], подхваченного во время поездки в Крым в 1925 году (к тому времени Санкт-Петербург был переименован еще раз – в Ленинград), всего через три года после публикации его революционных идей в области космологии.

Метеоролог по профессии, Фридман следил за всеми новостями релятивистской теории, включая общую теорию относительности, несмотря на всю сложность исторического периода их развития. Представляется, что он начал размышлять о космологических следствиях из общей теории еще в 1917 году, едва познакомившись с ключевой работой Эйнштейна. Он был занят на основной работе, в стране царил хаос, и на формулировку и публикацию своих умозаключений у ученого ушло несколько лет. Но их появление произвело эффект разорвавшейся бомбы, к тому же, несмотря на строгую математическую форму, ключевые идеи работы Фридмана легко объяснить на популярном уровне.

Главным открытием Фридмана было то, что уравнения Эйнштейна описывают не одну-единственную уникальную вселенную, но допускают создание множества ее моделей. Стационарная вселенная Эйнштейна и пустая вселенная де Ситтера – лишь примеры подобного множества. Одни такие модели выглядят подобно нашей Вселенной, другие отличны от нее. После полного принятия этих идей научным сообществом (в результате публикаций Хаббла и Хьюмасона) ключевым вопросом космологии стал поиск модели, наиболее точно соответствующей реальному миру. В некоторых из моделей использовалась космологическая константа, другие не требовали ее – среди них были самые интересные (то есть самые, кажется, адекватные нашей Вселенной), хотя в 1922 году это, конечно, еще не было очевидно.

Если отбросить наиболее экзотические и представляющие интерес в основном для математиков варианты, модели Фридмана предлагают три основные альтернативы описания Вселенной: все они естественным образом расширяются и не требуют лямбда-члена. Главное, как указывает Фридман, что такое расширение вызывается растяжением самого пространства, а не движением сквозь него какой-то материи. Во вселенной первого типа такое расширение происходит постоянно, хотя и замедляясь со временем из-за гравитации находящейся в ней материи. Поэтому такую вселенную называют открытой. Однако может существовать закрытая вселенная, которая какое-то время расширяется, но затем гравитация становится сильнее этого процесса и заставляет ее снова сжаться. Те и другие могут быть разных видов, с разной скоростью расширения. Но существует и третий, уникальный тип вселенной, находящийся точно посредине. Такая вселенная непрерывно расширяется, постоянно замедляясь, но никогда не останавливаясь окончательно. Она получила название плоской по аналогии с поверхностью сферы или Земли, которая из-за больших размеров может представляться совершенно плоской. Не выдавая слишком много тайн, могу пока сказать, что наша Вселенная неотличима от плоской, хотя может оказаться и открытой, и закрытой.

Перед публикацией своей работы в 1922 году Фридман написал Эйнштейну, прося его одобрения. Ответ коллеги Гамов впоследствии назвал «ворчливым»: Эйнштейн не оценил идеи Фридмана. Но статья была опубликована, и Эйнштейн ответил на нее крохотной заметкой (всего 11 строк!), утверждая, что результаты Фридмана не согласуются с его уравнениями. Затем он обдумал все еще раз и в 1923 году опубликовал еще одну заметку, где брал свои слова назад. Кажется, в тот период Эйнштейн рассматривал решения Фридмана для своих уравнений поля как чисто математически любопытные умозаключения, не имеющие отношения к реальному миру. В сохранившемся в его архиве черновике к заметке 1923 года есть несколько важных слов, не попавших в официальный вариант. Он пишет, что моделям Фридмана «вряд ли можно приписать значимость для физики». Уже через десять лет он будет вынужден изменить свое мнение.

Если бы Фридман продолжал свои исследования, это могло бы случиться и раньше. В 1923 году он изложил свои идеи в книге «Мир как пространство и время»[153], где рассматривал уравнения как таковые, включая очевидное следствие из них, что если Вселенная расширяется, то в прошлом она была меньше, а изначально могла быть очень маленькой. Ему нравилась идея циклической вселенной, которая расширяется из очень небольшого размера (возможно, точки), достигает определенного размера и затем снова сжимается в точку, запуская новый цикл. Он пишет:

И этот текст был опубликован в 1923 году! Это не что иное, как первая научная дискуссия о том, что сейчас известно как Большой взрыв, и первая космологическая оценка возраста Вселенной (преувеличенная всего в несколько раз). Однако в начале 1920-х годов не только Эйнштейн, но и весь научный мир был не готов к революции Фридмана, и после его безвременной кончины некому было продолжить его дело, пока аналогичные идеи не пришли в голову другому ученому.