Глава 10. «Величайший ляпсус»

Предмет моих изысканий распыляет целые галактики, зато объединяет Землю. Да не разлучит нас никакое «всемирное отталкивание»!

Сэр Артур Эддингтон

Если я подброшу в воздух связку ключей, они достигнут какой-то максимально высокой точки и затем упадут обратно мне в руку. И лишь на миг – в той самой максимально высокой точке – замрут в неподвижности. Очевидно, за такое поведение отвечает гравитационное притяжение Земли. Если бы мне каким-то образом удалось разогнать ключи до скорости больше 11 километров в секунду, они бы улетели прочь от Земли, как, скажем, беспилотный космический аппарат «Пионер-10». Однако в отсутствие силы, противодействующей притяжению Земли, подвесить ключи в воздухе не получится. В 1920 годы двое ученых независимо показали, что и пространство-время во Вселенной, похоже, ведет себя примерно так же. Эти исследователи – советский математик и метеоролог Александр Фридман и бельгийский космолог и священник Жорж Леметр – применили общую теорию относительности Эйнштейна к Вселенной в целом. Вскоре они обнаружили, что гравитационное притяжение всей материи и давление излучения во Вселенной приводит к тому, что пространство-время либо растягивается, либо сокращается, но точно не способно сохраняться неподвижным и неизменным. Это важное открытие впоследствии заложило теоретическую основу под открытие Леметра и Хаббла, что наша Вселенная расширяется. Но давайте начнем с начала.

В 1917 году сам Эйнштейн первым попытался осмыслить эволюцию Вселенной в целом в свете своих уравнений общей теории относительности. Это послужило толчком к переходу космологических задач из области спекулятивной философии в сферу физики. Расширение Вселенной к тому времени еще не открыли. Мало того что Эйнштейну ничего не было известно о крупномасштабной динамике вещества во Вселенной – в те годы большинство астрономов еще пребывали в убеждении, что Вселенная состоит исключительно из нашей галактики Млечный Путь, а вне ее нет абсолютно ничего. Весто Слайфер уже наблюдал красное смещение (изменения светового спектра излучения, которые впоследствии объяснили удалением излучающего вещества от наблюдателя с определенной скоростью) в «туманностях» («nebulae»), однако его результаты еще не были ни широко известны, ни верно истолкованы. Астроном Гебер Кертис уже представил некоторые предварительные результаты исследований, свидетельствовавшие о том, что галактика Андромеда – М31 – вероятно, лежит вне Млечного Пути, однако окончательные доказательства этого фундаментального факта – что наша галактика не составляет всю Вселенную – Эдвин Хаббл нашел лишь в 1924 году.

В 1917 году Эйнштейн был убежден, что космос на самом крупном масштабе неизменен и статичен, поэтому ему нужно было найти какой-то способ доказать, что Вселенная, описываемая его уравнениями, не рухнет под собственным весом. Чтобы добиться статической конфигурации с равномерным распределением материи, Эйнштейн выдвинул предположение, что должна быть какая-то отталкивающая сила, которая в точности уравновешивает гравитацию.

Поэтому, когда прошло чуть больше года после публикации общей теории относительности, Эйнштейн пришел к блестящему – по крайней мере, на первый взгляд – решению. В своей эпохальной статье под названием «Космологические соображения к общей теории относительности» он ввел в свои уравнения новый член. Этот член привел к неожиданному эффекту – возникновению отталкивающей гравитационной силы! Предполагалось, что всемирное отталкивание действует по всей Вселенной, благодаря чему каждая часть пространства отталкивается от всех остальных частей, а это полностью противоположно поведению материи и энергии. Как мы вскоре обнаружим, масса и энергия искривляют пространство-время таким образом, что вещество стремится к уплотнению. Новый космологический член уравнений ловко сворачивал пространство-время в противоположную сторону – так, чтобы материя расходилась в разные стороны.

Сила отталкивания определялась значением новой постоянной, которую ввел Эйнштейн (помимо уже знакомой нам силы тяготения). Эту постоянную, известную в наши дни как космологическая постоянная, обозначают греческой буквой «лямбда» – l.

Эйнштейн показал, что может подобрать значение космологической постоянной так, чтобы в точности уравновесить гравитационные силы притяжения и отталкивания – и тогда получится статическая, вечная, гомогенная, неизменная Вселенная фиксированного размера. Впоследствии эта модель получила название «Вселенная Эйнштейна». Свою статью Эйнштейн завершил весьма емким заявлением: «Этот член необходим исключительно (выделено мной. – М. Л.) для того, чтобы сделать возможным квазистатическое распределение материи, как того требуют небольшие скорости звезд». Обратите внимание, что здесь Эйнштейн говорит о «скоростях звезд», а не галактик, поскольку существование и движение последних в то время еще лежало за астрономическими горизонтами.

За редкими исключениями, время все ставит на свои места. Космологи склонны подчеркивать тот факт, что Эйнштейн, вводя космологическую постоянную, упустил великолепную возможность сделать гениальный прогноз. Если бы он решил придерживаться своих уравнений в их первоначальном виде, то за десять с лишним лет до Хаббла предсказал бы, что Вселенная либо сжимается, либо расширяется. Это, конечно, так. Однако, как я постараюсь доказать в следующей главе, к столь же значительному прогнозу могло привести и состоявшееся введение космологической постоянной.

Читателю, наверное, интересно, как Эйнштейну удалось ввести в свои уравнения новый член, обозначающий силу отталкивания, и при этом не исказить весьма успешные объяснения нескольких сложных феноменов, которые предлагала общая теория относительности. Например, общая теория относительности объясняет, почему орбита планеты Меркурий при каждом облете Солнца чуть-чуть меняется. Разумеется, Эйнштейн понимал, в чем тут трудности, и, дабы избежать нежелательных последствий, откорректировал уравнения так, чтобы всемирное отталкивание возрастало пропорционально расстоянию. То есть в масштабах солнечной системы всемирное отталкивание совсем не ощущалось, однако на больших дистанциях космологических масштабов влияло все больше и больше. В результате все экспериментальные подтверждения общей теории относительности, основанные на измерениях, охватывающих сравнительно небольшие расстояния, оставались в силе.

Однако когда Эйнштейн решил, что космологическая постоянная и в самом деле обосновывает статичность Вселенной, то совершил одну довольно-таки неожиданную и необъяснимую ошибку. Хотя его поправки формально допускали статическое решение уравнений, такое решение описывало состояние неустойчивого равновесия – примерно как карандаш, стоящий на острие, или мяч на вершине холма: стоит чуть-чуть нарушить состояние покоя, как возникнут силы, которые сдвинут систему еще дальше от равновесия. Понять, в чем дело, можно и без хитроумных математических выкладок. Сила отталкивания возрастает с расстоянием, а обычная сила гравитационного притяжения с расстоянием слабеет. Следовательно, хотя можно найти такую плотность массы, при которой две силы в точности уравновешивают друг друга, любое небольшое возмущение в виде, скажем, легкого расширения увеличит силу отталкивания и уменьшит силу притяжения – и в результате расширение ускорится. Подобным же образом мельчайшее сжатие приведет к полному схлопыванию.

Первым на эту ошибку указал в 1930 году Эддингтон, причем утверждал, что подметил ее Леметр. Однако к этому времени уже стал широко известен тот факт, что Вселенная расширяется, поэтому подобный недочет в модели статической Вселенной Эйнштейна никого не интересовал. Следует также добавить, что в первоначальной статье Эйнштейн не указал ни физический смысл космологической постоянной, ни ее точные характеристики. Мы еще вернемся в следующей главе и к этим загадочным обстоятельствам, и, конечно, к тому, откуда вообще может взяться гравитационная сила отталкивания.

Несмотря на эти вопросы без ответов, Эйнштейн был в целом доволен тем, что ему удалось (как он считал) сконструировать модель статической Вселенной – космос, который, с его точки зрения, соответствовал общепринятым астрономическим представлениям того времени. Поначалу космологическая постоянная нравилась ему еще по одной причине. Новая редакция первоначальных уравнений гравитационного поля, как ему казалось, приводит теорию в соответствие с некоторыми философскими принципами, на которые Эйнштейн опирался по пути к общей относительности. В частности, уравнения в первоначальном виде, без космологической постоянной, требовали так называемых «граничных условий» – так физики называют набор значений физических величин на бесконечных расстояниях. Это, видимо, не соответствовало, по словам Эйнштейна, «духу относительности». Концепция пространства-времени в общей теории относительности, в отличие от ньютоновой Вселенной, где пространство и время абсолютны, основана на принципе, что абсолютной системы координат не существует. Кроме того, Эйнштейн настаивал, что определять структуру пространства-времени должно распределение материи и энергии. Например, Вселенная, где распределение материи постепенно сходит на нет, для этого не годится, поскольку в отсутствие массы или энергии определить пространство-время должным образом невозможно. Однако, к вящему огорчению Эйнштейна, первоначальные уравнения допускали решение в виде пустого пространства-времени. Поэтому Эйнштейн был рад обнаружить, что статическая Вселенная вообще не нуждается в пограничных условиях, поскольку она конечна и замкнута сама на себя, словно поверхность сферы: у нее вообще нет границ. Луч света в такой Вселенной возвращается к своему источнику, а затем начинает новый круг. В этом философском смысле Эйнштейн, как задолго до него Платон, всегда страшился открытых концов – того, что философ Вильгельм Гегель называл «дурной бесконечностью».

Я отдаю себе отчет, что представления об общей теории относительности у моих читателей, возможно, слегка покрылись пылью и нужно освежить их в памяти, поэтому приведу краткий обзор ее основных принципов.