Ни один физик не оспаривает сегодня специальную теорию относительности, и лишь немногие оспаривают основные положения общей теории относительности. Правда, общая теория относительности оставляет многие важные проблемы нерешенными. Несомненно и то, что наблюдения и эксперименты, поддерживающие эту теорию, малочисленны и не всегда убедительны. Но даже если бы не было вообще никаких подтверждений, общая теория относительности все же была бы необычайно привлекательна из-за больших упрощений, вводимых ею в физику.
Упрощений? Может показаться странным использование этого слова по отношению к теории, где применяется настолько развитая математика, что кто-то однажды сказал, будто во всем мире не более двенадцати человек могут понять ее (между прочим, это число было явно преуменьшено даже в то время, когда такое мнение было общепризнанным).
Математический аппарат теории относительности действительно сложен, но эта сложность компенсируется необыкновенным упрощением общей картины. Например, сведения тяготения и инерции к одному и тому же явлению достаточно, чтобы сделать общую теорию относительности наиболее плодотворным направлением при формировании взгляда на мир.
Эйнштейн высказал эту мысль в 1921 г., когда читал лекцию об относительности в Принстонском университете: «Возможность объяснить численное равенство инерции и гравитации единством их природы дает общей теории относительности, по моему убеждению, такие преимущества перед концепциями классической механики, что в сравнении с этим все трудности, встречающиеся здесь, следует считать небольшими…»
К тому же теории относительности присуще то, что математики любят называть «изяществом». Это своего рода артистическое произведение. «Каждый любитель прекрасного, — заявил однажды Лоренц, — должен желать, чтобы она оказалась правильной».
В этой главе твердо установленные аспекты теории относительности будут оставлены в стороне, и читатель окунется в область ожесточенных споров, область, где точки зрения являются не более чем предположениями, которые должны быть приняты или отвергнуты на основе научных доказательств.
Что представляет собой Вселенная в целом? Мы знаем, что Земля — это третья от Солнца планета в системе из девяти планет и что Солнце является одной из примерно ста миллиардов звезд, составляющих нашу Галактику. Мы знаем, что в той области пространства, которую можно прозондировать самыми мощными телескопами, разбросаны другие галактики, число которых также должно исчисляться миллиардами. Продолжается ли это до бесконечности?
Бесконечно ли число галактик? Или же пространство все-таки имеет конечные размеры? (Может быть, нам следует говорить «наше пространство», поскольку если наше пространство ограниченно, то кто может сказать, что не существует других ограниченных пространств?)
Астрономы прилагают все усилия, чтобы ответить на эти вопросы. Они конструируют так называемые модели Вселенной — воображаемые картины мира, если его рассматривать как единое целое. В начале девятнадцатого века многие астрономы предполагали, что Вселенная безгранична и содержит бесконечное число солнц. Пространство считалось евклидовым. Прямые ливни уходили в бесконечность во всех направлениях. Если бы космический корабль отправился в путь в любом направлении и двигался по прямой линии, то его путешествие длилось бы бесконечно долго, причем он никогда не достиг бы границы. Эта точка зрения восходит к древним грекам. Они любили говорить, что, если воин будет бросать свое копье все дальше и дальше, в пространство, он никогда не сможет достичь конца; если же такой конец вообразить себе, то воин смог бы стать там и метнуть копье еще дальше!
Против этой точки зрения имеется одно важное возражение. Немецкий астроном Генрих Олберс отметил в 1826 г., что если число солнц бесконечно и эти солнца распределены в пространстве случайным образом, то прямая линия, проведенная от Земли в любом направлении, должна была бы в конечном счете пройти сквозь какую-либо звезду. Это означало бы, что все ночное небо должно было представлять собой одну сплошную поверхность, испускающую слепящий звездный свет. Мы знаем, что это не так. Следует придумать какое-то объяснение темноте ночного неба, чтобы объяснить то, что теперь называют парадоксом Олберса. Большинство астрономов конца девятнадцатого и начала двадцатого века считали, что число солнц ограниченно. Наша галактика, утверждали они, содержит все имеющиеся солнца. Что же вне галактики? Ничего! (И только в середине двадцатых годов этого столетия появились неопровержимые доказательства, что существуют миллионы галактик на громадных расстояниях от нашей.) Другие астрономы допускали, что свет от далеких звезд может поглощаться скоплениями межзвездной пыли.
Наиболее остроумное объяснение дал шведский математик В. К. Шарлье. Галактики, говорил он, группируются в ассоциации, ассоциации — в сверхассоциации, сверхассоциации — в сверх-сверхассоциации и так далее до бесконечности. На каждой ступени объединения расстояния между группировками растут быстрее, чем размеры групп. Если это правильно, то тогда чем дальше продолжать прямую линию от нашей галактики, тем меньше вероятность того, что она встретит другую галактику. Вместе с тем эта иерархия ассоциаций бесконечна, так что по-прежнему можно говорить, что Вселенная содержит бесконечное число звезд. В объяснении, данном Шарлье парадоксу Олберса, нет ничего ошибочного, за исключением того, что имеется следующее более простое объяснение.
Первая модель Вселенной, основанная на теории относительности, была предложена самим Эйнштейном в статье, опубликованной в 1917 г. Это была изящная и красивая модель, хотя позже Эйнштейн вынужден был отказаться от нее. Выше уже объяснялось, что гравитационные поля — это искривления структуры пространства — времени, производимые присутствием больших масс материи. Внутри каждой галактики, следовательно, имеется много подобных скручиваний и изгибов пространства — времени. А как же огромные области пустого пространства между галактиками? Одна точка зрения такона: чем больше расстояние от галактик, тем более плоским (более евклидовым) становится пространство. Если бы Вселенная была свободна от всякой материи, то пространство было бы совершенно плоским; некоторые, однако, считают, что в этом случае вообще было бы бессмысленным говорить, что оно имеет какую-то структуру. И в том и в другом случае Вселенная пространства — времени простирается неограниченно во всех направлениях.
Эйнштейн сделал одно заманчивое контрпредложение. Предположим, сказал он, что количество материи во Вселенной достаточно велико, чтобы обеспечить общую положительную кривизну. Пространство тогда замкнулось бы само на себя во всех направлениях. Этого нельзя понять полностью, не углубляясь в четырехмерную неевклидову геометрию, но смысл можно схватить достаточно легко с помощью двухмерной модели. Представим себе плоскую страну Плосковию, где живут двухмерные существа. Они считают свою страну евклидовой плоскостью, которая простирается безгранично во всех направлениях. Правда, солнца Плосковии являются причиной появления на этой плоскости различных выпуклостей, но это локальные выпуклости, которые не влияют на общую гладкость. Существует, однако, другая возможность, которую могут себе представить астрономы этой страны. Может быть, каждая локальная выпуклость производит небольшое искривление всей плоскости таким образом, что суммарное действие всех солнц будет приводить к деформированию этой плоскости в нечто похожее на поверхность бугристой сферы. Подобная поверхность была бы тем не менее безграничной в том смысле, что вы могли бы двигаться в любом направлении вечно и никогда не достичь границы. Воин Плосковии не смог бы найти такое место, дальше которого ему некуда было бы метнуть свое плоское копье. Однако поверхность страны была бы конечной. Путешественник, совершающий поездку по «прямой линии» достаточно долго, в конце концов прибыл бы обратно туда же, откуда начал свой путь.
Математики говорят, что подобная поверхность «замкнута». Она, конечно, не безгранична. Подобно бесконечному евклидовому пространству, центр ее везде, периферии не существует. Эту «замкнутость», топологическое свойство такой поверхности, обитатели этой страны могут легко проверить. Один критерий уже упоминался: движение вокруг сферы во всех направлениях. Другой способ проверки состоял бы в окраске этой поверхности. Если бы житель этой страны, начав с какого-то места, стал рисовать все большие и большие окружности, он в конце концов заключил бы себя внутрь пятна на противоположной стороне сферы. Однако, если эта сфера велика и жители занимают небольшую часть ее, у них не будет возможности произвести подобные топологические испытания.
Эйнштейн предположил, что наше пространство является трехмерной «поверхностью» огромной гиперсферы (четырехмерной сферы). Время в его модели остается неискривленным; это прямая координата, уходящая назад в бесконечно далекое прошлое и простирающаяся бесконечно далеко вперед в будущее. Если эту модель представлять себе как четырехмерную пространственно-временную структуру, она больше напоминает гиперцилиндр, чем гиперсферу. По этой причине такую модель обычно называют моделью «цилиндрической Вселенной». В любой момент времени мы видим пространство как своего рода трехмерное поперечное сечение гиперцилиндра. Каждое поперечное сечение представляет собой поверхность гиперсферы.
Наша Галактика занимает только незначительную часть этой поверхности, так что пока еще нет возможности выполнить топологический эксперимент, который доказал бы ее замкнутость. Но принципиальная возможность доказать замкнутость существует. Установив достаточно мощный телескоп в каком-то направлении, можно сфокусировать его на определенной галактике, а затем, повернув телескоп в противоположную сторону, увидеть обратную сторону той же самой галактики. Если бы существовали космические корабли со скоростью, близкой к скорости света, то они могли бы описать круг по Вселенной, двигаясь в любом направлении по наиболее прямой линии, которая только возможна.
Вселенную нельзя «окрасить» в буквальном смысле этого слова, но можно сделать по существу то же самое, составляя сферические карты Вселенной все больших и больших размеров. Если картограф будет делать это достаточно долго, то он сможет обнаружить, что он оказался внутри той сферы, карту которой он составляет. Эта сфера будет становиться все меньше и меньше по мере того, как он продолжает свое занятие, подобно тому кругу, который уменьшается, когда житель Плосковии заключает себя внутрь пятна.
В некоторых отношениях неевклидова модель Эйнштейна проще классической модели, в которой пространство не искривлено. Она проще в том же самом смысле, в котором можно сказать, что круг проще прямой линии. Прямая линия простирается в бесконечность в обе стороны, а бесконечность в математике— очень сложная вещь! Удобство окружности в том, что она ограничена. Она не имеет концов, никому не приходится беспокоиться о том, что произойдет с этой линией в бесконечности. В аккуратной эйнштейновской Вселенной никому не приходится заботиться обо всех свободных концах в бесконечности, о том, что в космологии любят называть «граничными условиями». В уютной Вселенной Эйнштейна граничных проблем не существует, потому что она не имеет границ.
Другие космологические модели, полностью согласующиеся с общей теорией относительности, обсуждались в двадцатых годах. Некоторые из них имеют свойства даже более необычные, чем цилиндрическая Вселенная Эйнштейна. Голландский астроном Биллем де Ситтер разработал модель замкнутой, ограниченной Вселенной, в которой время искривляется так же, как и пространство. Чем дальше смотришь сквозь пространство де Ситтера, тем более медленно идущими кажутся часы. Если посмотреть достаточно далеко, можно увидеть области, где время совершенно остановилось, «как на чаепитии у сумасшедшего Шляпочкина,[7] — пишет Эддингтон, — где всегда шесть часов вечера».
«Не нужно думать при этом, что существует какая-то граница», — объясняет Бертран Рассел в «Азбуке теории относительности». «Люди, живущие в стране, которую наш наблюдатель считает страной лотофагов,[8] живут точно в такой же суете, как и сам наблюдатель, и им кажется, что он сам застыл в вечной неподвижности. На самом деле вы никогда бы не узнали об этой стране лотофагов, поскольку понадобилось бы бесконечно большое время, чтобы свет дошел от нее к вам. Вы смогли бы узнать о местах, расположенных недалеко от нее, но она сама оставалась бы всегда за горизонтом». Конечно, если бы вы направились к этой области на космическом корабле, держа ее с помощью телескопа под постоянным наблюдением, вы увидели бы, что по мере вашего приближения к ней ход времени там медленно ускоряется. Когда вы туда прибудете, все будет двигаться с обычной скоростью. Земля лотофагов будет теперь находиться на краю нового горизонта.
Обращали ли вы внимание на то, что, когда самолет, пролетая низко над вами, резко взмывает вверх, высота звука от его моторов сразу немного понижается? Это называется эффектом Допплера по имени австрийского физика Христиана Иоганна Допплера, открывшего этот эффект в середине девятнадцатого века. Он легко объясним. Когда самолет приближается, то звуковые волны от его двигателей колеблют вашу барабанную перепонку более часто, чем это было бы при неподвижном самолете. Это увеличивает высоту звука. Когда самолет удаляется, ощущаемые вашими ушами толчки от звуковых колебаний менее часты. Звук становится ниже.
Абсолютно то же самое происходит в том случае, когда источник света быстро движется к вам или от вас При этом неизменной должна оставаться скорость света (которая всегда постоянна), но не его длина волны. Если вы и источник света движетесь навстречу друг другу, то эффект Допплера укорачивает длину световой волны света, сдвигая цвет в сторону фиолетового конца спектра. Если вы и источник света удаляетесь один от другого, то эффект Допплера дает подобное же смещение к красному концу спектра.
Георгий Гамов на одной из своих лекций рассказал историю (несомненно, анекдотическую) с эффектом Допплера, которая слишком хороша, чтобы не привести ее здесь. Это случилось, кажется, с известным американским физиком из университета Джона Гопкинса Робертом Вудом, который был задержан в Балтиморе за езду на красный свет. Представ перед судьей, Вуд на основе эффекта Допплера блестяще объяснил, что из-за большой скорости его движения произошел сдвиг красного света к фиолетовому концу спектра, из-за чего он воспринял его как зеленый. Судья был склонен оправдать Вуда, но на суде случайно оказался один из студентов Вуда, которого Вуд незадолго до этого провалил. Он быстро вычислил скорость, которая требуется, чтобы огонь светофора из красного стал зеленым. Судья отказался от первоначального обвинения и оштрафовал Вуда за превышение скорости.
Допплер думал, что открытый им эффект объясняет видимый цвет далеких звезд: красноватые звезды должны двигаться от Земли, голубоватые звезды — к Земле. Как оказалось, дело было не в этом (эти цвета объяснялись другими причинами); в двадцатых годах нашего века было открыто, что свет от удаленных галактик обнаруживает явное смещение в красную сторону, которое нельзя объяснить достаточно убедительно иначе, как допуская, что эти галактики движутся от Земли. Более того, это смещение возрастает в среднем пропорционально расстоянию от галактики до Земли. Если до галактики А в два раза дальше, чем до галактики Б, то красное смещение от А примерно в два раза больше красного смещения от Б. По утверждению английского астронома Фреда Хойла, красное смещение для ассоциации галактик в созвездии Гидры свидетельствует о том, что эта ассоциация удаляется от Земли с громадной скоростью, равной примерно 61 000 км/сек.
Делались различные попытки объяснить красное смещение не эффектом Допплера, а каким-либо иным способом. По теории «усталости света» чем дольше свет находится в пути, тем меньше частота его колебаний. (Это прекрасный пример гипотезы ad hoc, т. е. гипотезы, связанной только с этим частным явлением, поскольку других свидетельств в ее пользу нет.) Другое объяснение состоит в том, что прохождение света сквозь космическую пыль приводит к появлению смещения. В модели де Ситтера это смещение четко следует из искривления времени.
Но простейшее объяснение, которое наилучшим образом согласуется с другими известными фактами, состоит в том, что красное смещение действительно свидетельствует о реальном движении галактик. Исходя из этого предположения, вскоре была развита новая серия моделей «расширяющейся Вселенной».
Однако это расширение не означает, что расширяются сами галактики или что (как это теперь считают) увеличиваются расстояния между галактиками в ассоциациях галактик. По-видимому, это расширение влечет за собой увеличение расстояний между ассоциациями. Представьте себе гигантский ком теста, в который вкраплено несколько сот изюмин. Каждая изюмина представляет собой ассоциацию галактик. Если это тесто сажают в печь, оно расширяется равномерно по всем направлениям, но размеры изюмин остаются прежними. Увеличивается расстояние между изюминами. Ни одна из изюмин не может быть названа центром расширения. С точки зрения любой отдельной изюмины все остальные изюмины кажутся удаляющимися от нее.
Чем больше расстояние до изюмины, тем больше кажущаяся скорость ее удаления.
Модель Вселенной Эйнштейна статична. Это объясняется тем, что он развил эту модель до того, как астрономы обнаружили расширение Вселенной. Чтобы предотвратить стягивание своей Вселенной гравитационными силами и ее гибель, Эйнштейн вынужден был в своей модели предположить, что существует еще одна сила (он ввел ее в модель с помощью так называемой «космологической постоянной»), роль которой заключается в отталкивании и удержании звезд на некотором расстоянии друг от друга.
Выполненные позже вычисления показали, что модель Эйнштейна неустойчива, подобно монете, стоящей на ребре. Малейший толчок заставит ее упасть либо на лицевую, либо на обратную сторону, причем первое соответствует расширяющейся, второе — сжимающейся Вселенной. Открытие красного смещения показало, что Вселенная во всяком случае не сжимается; космологи обратились к моделям расширяющейся Вселенной.
Конструировались всевозможные модели расширяющейся Вселенной. Советский ученый Александр Фридман и бельгийский аббат Жорж Леметр разработали две наиболее известные модели. В некоторых из этих моделей пространство предполагается замкнутым (положительная кривизна), в других — незамкнутым (отрицательная кривизна), в третьих вопрос о замкнутости пространства остается открытым.
Одна из моделей была предложена Эддингтоном, который описал ее в увлекательной книге «Расширяющаяся Вселенная». Его модель по существу очень похожа на модель Эйнштейна, она замкнута, подобно огромному четырехмерному шару, и равномерно расширяется по всем своим трем пространственным измерениям. В настоящее время, однако, у астрономов нет уверенности в том, что пространство замкнуто на себя. По-видимому, плотность материи в пространстве недостаточна, чтобы привести к положительной кривизне. Астрономы отдают предпочтение незамкнутой или бесконечной Вселенной с общей отрицательной кривизной, напоминающей поверхность седла.
Читатель не должен думать, что если поверхность сферы имеет положительную кривизну, то изнутри эта поверхность будет иметь отрицательную кривизну. Кривизна сферической поверхности положительна независимо от того, с какой стороны на нее смотреть — снаружи или изнутри. Отрицательная кривизна поверхности седла вызвана тем, что в любой своей точке эта поверхность искривлена по-разному. Она вогнута, если вы проводите по ней рукой от задней части к передней, и выпукла, если вы ведете руку от одного края к другому. Одна кривизна выражается положительным числом, другпя — отрицательным. Чтобы получить кривизну этой поверхности в данной точке, эти два числа надо перемножить. Если во всех точках это число отрицательно, как должно быть, когда поверхность в любой точке искривляется по-разному, то говорят, что эта поверхность имеет отрицательную кривизну. Поверхность, окружающая дырку в торе (бублике), — другой известный пример поверхности отрицательной кривизны. Конечно, подобные поверхности являются лишь грубыми моделями трехмерного пространства отрицательной кривизны.
Возможно, с появлением более мощных телескопов удастся решить вопрос о том, какова кривизна Вселенной — положительна, отрицательна или равна нулю. Телескоп позволяет видеть галактики лишь в определенном сферическом объеме. Если галактики распределены случайным образом и если пространство евклидово (нулевой кривизны), число галактик внутри подобной сферы должно быть всегда пропорционально кубу радиуса этой сферы. Другими словами, если построить телескоп, которым можно заглянуть в два раза дальше, чем любым телескопом до этого, то число видимых галактик должно увеличиться с n до 8n. Если этот скачок окажется меньше, то это будет означать, что кривизна Вселенной положительна, если больше — отрицательна.
Можно подумать, что должно быть наоборот, но рассмотрим случай двухмерных поверхностей с положительной и отрицательной кривизной. Предположим, что из плоского листа резины вырезан круг.
На него наклеены изюмины на расстояниях в полсантиметра одна от другой. Для того чтобы придать этой резине форму сферической поверхности, ее необходимо сжать, и многие изюмины сблизятся. Иными словами, если на сферической поверхности изюмины должны оставаться на расстоянии в полсантиметра одна от другой, то потребуется меньше изюмин. Если же резину наложить на поверхность седла, то изюмины раздвинутся на большие расстояния, т. е. чтобы на поверхности седла сохранить расстояния между изюминами в полсантиметра, потребуется больше изюмин. Мораль, вытекающая из всего этого, в шутливой форме может быть выражена так: когда вы покупаете бутылку пива, обязательно скажите продавцу, что вы хотите бутылку, содержащую пространство, искривленное отрицательно, а не положительно?
В моделях расширяющейся Вселенной не требуется космологическая постоянная Эйнштейна, приводящая к гипотетическому расталкиванию звезд.
(Позже Эйнштейн считал концепцию космологической постоянной самой большой ошибкой, сделанной им когда либо.) С появлением этих моделей сразу же прояснился вопрос с парадоксом Олберса о яркости ночного неба. Статическая модель Эйнштейна мало помогла в этом отношении. Правда, она содержит только конечное количество солнц, но из-за замкнутости пространства в модели свет от этих солнц вынужден вечно обходить Вселенную, изгибая свою траекторию в соответствии с местными искривлениями пространства — времени. В результате ночное небо освещено так же ярко, как и в случае бесконечного количества солнц, если не предположить, что Вселенная настолько молода, что свет смог совершить лишь ограниченное число кольцевых витков.
Понятие расширяющейся Вселенной очень просто устраняет этот парадокс. Если далекие галактики удаляются от Земли со скоростями, пропорциональными расстояниям до них, то полное количество света, достигающего Землю, должно уменьшаться. Если какая-либо галактика находится достаточно далеко, ее скорость может превысить световую, тогда свет от нее вообще никогда не достигнет нас. Сейчас многие астрономы всерьез считают, что если бы Вселенная не была расширяющейся, то не было бы буквально никакой разницы между ночью и днем.
Тот факт, что скорость далеких галактик относительно Земли может превышать скорость света, является, казалось бы, нарушением того положения, что ни одно материальное тело не может двигаться быстрее света. Но, как мы видели в гл. 4, это положение имеет силу только в условиях, которые соответствуют требованиям специальной теории относительности. В общей теории относительности его следует перефразировать так: никакие сигналы не могут быть переданы быстрее света. Но все еще остается спорным такой важный вопрос: могут ли на самом деле далекие галактики преодолеть световой барьер и, став невидимыми, навсегда исчезнуть из поля зрения человека, даже если он будет располагать наиболее мощными телескопами, которые можно себе представить. Некоторые специалисты считают, что скорость света действительно является пределом и что самые далекие галактики просто будут делаться более тусклыми, не становясь никогда полностью невидимыми (при том условии, конечно, что человек будет располагать достаточно чувствительными приборами для их наблюдения).
Старые галактики, как кто-то однажды заметил, никогда не умирают. Они просто постепенно исчезают. Важно понять, однако, что ни одна галактика не исчезает в том смысле, что исчезает ее материя из Вселенной. Она просто достигает такой скорости, что становится невозможным или почти невозможным обнаружить ее в земные телескопы. Исчезающая галактика продолжает быть видимой со всех галактик, находящихся ближе к ней. Для каждой галактики существует такой «оптический горизонт», сферическая граница, за которую ее телескопы не могут проникнуть. Эти сферические горизонты для любых двух галактик не совпадают. Астрономы подсчитали, что точка, после которой галактики начнут исчезать из нашего «поля зрения», находится примерно в два раза дальше, чем область досягаемости любого современного оптического телескопа. Если это предположение правильно, то сейчас видима примерно одна восьмая часть всех галактик, которые когда-то можно будет наблюдать.
Если Вселенная расширяется (неважно, является ли пространство плоским, незамкнутым или замкнутым), то возникает такой каверзный вопрос. На что была похожа Вселенная раньше? Существуют два различных способа ответить на этот вопрос, две современные модели Вселенной. Обе модели рассмотрены в следующей главе.
