Я несколько раз подчеркивал, что сама идея стационарной Вселенной на тот момент, когда ее сформулировали, была блистательна. Вообще говоря, стационарная Вселенная, предполагающая постоянное создание материи, обладает множеством общих черт с модной сейчас инфляционной моделью Вселенной, согласно которой космос в возрасте доли секунды пережил рывок роста со скоростью выше скорости света. В некотором смысле стационарная Вселенная – это Вселенная, в которой инфляция происходит непрерывно. Впервые об инфляционной модели заговорил физик Алан Гут[378] в 1981 году: помимо всего прочего, она объясняла однородность и изотропию Вселенной. В статье, написанной совместно с Нарликаром в 1963 году, Хойл не без злорадства показал, что «поле рождения», существование которого они предположили, «ведет себя таким образом, чтобы сгладить первоначальную анизоторопию или неоднородность» и что «похоже, что наблюдаемую сейчас регулярность Вселенная приобрела независимо от первоначальных граничных условий». Именно эти качества сейчас приписывают инфляции[379]. Кроме того, блистательный ум Хойла проявился и в том, что он принадлежал к крошечной исследовательской группе, которая изучала две взаимоисключающие теории параллельно. Несмотря на то что Хойл всю жизнь сражался с теорией Большого взрыва, он получил важные результаты в области нуклеосинтеза при Большом взрыве[380] [377], в частности, в том, что касается преобладания в космосе гелия и синтеза элементов при сверхвысоких температурах.
Как-то раз лорд Рис сказал, что Хойл – «астрофизик, выделявшийся среди ученых своего поколения и оригинальностью мышления, и творческим началом». Я как скромный астрофизик всей душой с этим согласен. Теории Хойла, даже те, которые впоследствии оказались ошибочными, всегда будоражили умы, придавали энергии целым областям знания, становились катализаторами новых идей. Неудивительно, что памятник Хойлу (илл. 31) стоит теперь в Кембридже у входа в здание, названное в его честь, на территории Института теоретической астрономии, который он основал в 1966 году.
При всей масштабности достижений Хойла никто не сомневается, что своим нынешним пониманием устройства мироздания мы прежде всего обязаны Альберту Эйнштейну. Его общая и специальная история относительности полностью перевернули наши представления о двух самых что ни на есть основных понятиях, какие только можно придумать – о пространстве и времени. Как ни странно, с одной из идей этой культовой фигуры в мире науки связано выражение «величайший ляпсус».
Глава 10. «Величайший ляпсус»
Предмет моих изысканий распыляет целые галактики, зато объединяет Землю. Да не разлучит нас никакое «всемирное отталкивание»!
Сэр Артур ЭддингтонЕсли 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[381] 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[382].
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[383] 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.
