«Альфред, она вращается», — пробормотал Рой Керр, новозеландский физик, которому было без малого тридцать лет. Пробираясь сквозь математические тернии, он закуривал сигарету одну за другой. Его научный руководитель Альфред Шильд всё это время сидел и наблюдал за работой учёного в недавно построенном центре изучения Теории относительности в Университете Техаса. Теперь, нарушив молчание, Керр сложил карандаш. Он был в поисках нового решения уравнений общей теории относительности, и, наконец, он смог разглядеть в куче цифр и символов точное описание того, как пространство–время, — четырёхмерная универсальная ткань, которая описана в этих уравнениях, — может быть обёрнута во вращающийся шар. Он нашёл, что искал.
Когда это произошло в 1962 году, общая теория относительности была в ходу уже почти полвека. К ней было принято относится как к величайшему интеллектуальному достижению человечества. Но с ней был также связан и некоторого рода интеллектуальный застой. С математической точки зрения она была обременительной и применялась в основном к простым моделям, имеющим небольшое сходство с реальным миром, и, таким образом, применялись не столь широко. Аналитическое решение Керра изменило эту ситуацию. Учитывая, что практически всё во Вселенной является частью системы, которая вращается с той или иной скоростью, новое решение было более актуальным в условиях реального мира, или, скорее того, что лежит за его пределами, что–то, чего не хватало другим научным работам в этой области. Оно предоставило науке теоретическую основу для понимания причудливого явления, которое вскоре завладело умами общественности — чёрных дыр.
Теория относительности впервые была представлена в Прусской академии наук в течение курса из четырёх лекций в ноябре 1915 года. Работа была опубликована 2 декабря того же года. По началу теория объясняла на удивление мало, в отличие от квантовой теории, единственного сопоставимого по размаху научного прорыва в физике XX века, она не анализировала вопросы, наиболее актуальные для учёных в те годы. Тем не менее, теория была быстро и широко принята, не в последнюю очередь, благодаря чистой красоте своего математического выражения. Вот уже сто лет ни одно обсуждение эстетики научных теорий не обходится без упоминания общей теории относительности.
Когда притяжение подводит
Сегодня особая привлекательность теории выходит за рамки её элегантности. Она обеспечивает теоретическую базу чудесам современной космологии — от чёрных дыр до Большого взрыва. Эти уравнения недавно оказались полезными в описании земных процессов. И, возможно, эта теория всё ещё таит в себе секреты: ведутся масштабные эксперименты, чтобы проверить, как будет работать теория в наиболее экстремальных физических условиях, встречающихся во Вселенной.
Теория построена на идеях первой теории относительности Эйнштейна, «специальной теории», которая была одним из трёх открытий, принёсших ему блестящую репутацию в 1905 году. Теория резко опровергала традиционное описание мира с точки зрения абсолютного пространства–времени в пользу четырёхмерного пространства (трёх пространственных измерений и одного временного). В условиях такого пространства–времени наблюдатели, двигающиеся с разной скоростью, получают разные результаты при измерении протяженности и длительности, например, часовая стрелка двигающаяся быстро по отношению к неподвижному наблюдателю, будет показывать время медленнее, чем застывшая. Только скорость света, С, о которой условились все учёные (и которая играет важную роль в формуле, связывающей массу и энергию E=mc ^ 2 ), осталась неизменной.
Специальная теория относительности могла применяться только в случаях, когда наблюдатели двигаются с постоянной скоростью по прямой. Эйнштейн знал, что общей теории относительности придётся иметь дело и с ускорениями. Ей также необходимо согласовываться с ньютоновской теорией тяготения, которая основывается на абсолютном пространстве, при этом вообще не учитывает время, и, как было принято считать, действует не со скоростью света, а мгновенно.
Эйнштейн разработал все свои представления об относительности с помощью «мысленных экспериментов»: точных воображаемых расчётов имитированных состояний. В 1907 один из таких экспериментов натолкнул его, как он позже сказал, на «самую счастливую мысль»: человек, падая с крыши, не ощущает собственного веса. Объекты в свободном падении не испытывают притяжения. Но изогнутые траектории, не важно, бейсбольного мяча или планеты, казалось, косвенно указывали на что–то вроде давления или тяги. Если бейсбольный мяч или планета, как и человек, падающий с крыши, не испытывают давления или тяги, то почему тогда они не падают по прямой линии?
Главное великолепие общей теории относительности заключается в последующем утверждении Эйнштейна, что в действительности предметы падают по прямой. Предметы в свободном падении, как лучи света, следуют по прямой траектории в пространстве–времени, которое, в свою очередь искривлено массой. Притяжение является не силой, а искажением пространства–времени. Как это выразил спустя несколько десятилетий физик Джон Уилер, известный своими красноречивыит высказыванияит о сложностях науки: «Материя говорит пространству–времени как изогнуться, а искривлённое пространство говорит материи как двигаться».
Проблема заключалась в том, что, чтобы построить теорию на этом осознании, ему нужно было суметь описать её в искаженном четырёхмерном пространстве–времени. Ни Евклидова геометрия, которую использовал Ньютон, ни все остальные разделы науки для этого не годились, требовалась принципиально отличная и гораздо более сложная математика. Макс Планк, физик, совершивший революцию в квантовой механике, считал, что Эйнштейн столкнулся с непреодолимым препятствием. «Мой долг тебя отговорить, — написал он Эйнштейну в 1913 году, — Во первых у тебя ничего не выйдет, а даже, если и выйдет, тебе всё равно никто не поверит».
Эйнштейну повезло: его старый университетский приятель Марсель Гроссман был экспертом в области Римановой геометрии, чистой математики, созданной специально для описания изогнутых многомерных поверхностей. На момент своих лекций в 1915 году Эйнштейн, применяя этот неортодоксальный раздел геометрии, выразил свою великую мысль с помощью элегантных исчерпывающих уравнений, благодаря которым она прославилась.
Прямо перед тем, как провести четвертую лекцию 25 ноября, Эйнштейн осознал, что может представить нечто большее, чем просто мысленные эксперименты и уравнения. Астрономам было давно известно, что ближайшая к Солнцу точка на орбите Меркурия изменила своё положение таким образом, который не поддавался объяснению по теории Ньютона. В 1840 учёные объяснили аномалии в орбите Урана наличием внешней планеты: последующее открытие Нептуна провозгласили величайшим подтверждением закона Ньютона. Но попытки объяснить непонятное поведение Меркурия не открытой планетой оказались тщетными.
Давным–давно
Эйнштейн убедился, что искривлённость пространства–времени вблизи Солнца полностью объясняет поведение Меркурия. Во время лекций он привёл это в качестве единственный примера, которому, в отличии от общей теории относительности, традиционная наука не могла дать объяснение. Британский королевский астроном Мартин Рис относится к тем, кто считает, что доказательства не имели никакого значения для развития теории: «Эйнштейн — выдающийся учёный, потому что он не руководствовался таинственными явлениями, которые не мог объяснить». Он полагался только на своё осознание того, чем в действительности является гравитация, а также на красоту математики, которая требовалась, чтобы описать это понимание.
После того, как теория была опубликована, Эйнштейн принялся искать способы проверить её с помощью наблюдений. Одно из таких наблюдений заключалось в сравнении расположения звёзд, находящихся в той же части неба, что и Солнце во время солнечного затмения, с их расположением в остальных случаях. Лучи света, как и всё в свободном падении, проходят по прямой траектории в пространстве–времени. Но из–за того, что масса Солнца искривляет это пространство–время, расположение звёзд, как казалось, изменяется, когда лучи огибают Солнце.
В 1919 году знаменитый британский астроном Артур Эддингтон объявил, что наблюдение солнечного затмения с острова Принсипи в Атлантическом океане подтвердили искажение, предсказанное Эйнштейном. «Огни небесных светил искривлены», — гласил заголовок Нью–Йорк Таймс, с осторожностью добавляя: «Причин для беспокойства нет». Эйнштейн обрадовался новостям, хотя он был столь уверен в правильности своей теории, что не капли не беспокоился. На вопрос, что бы он делал, если бы результаты Эддингтона оказались иными, он ответил: «Тогда я посочувствовал бы Господу — теория верна!»
Что же касается остальных, то результаты Эддингтона так или иначе отбросили большинство их сомнений, связанных общей теорией относительности. Но при всём этом теория не стала ведущей. Для начала её было просто сложно понять. На одном публичном мероприятии Эддингтона на мгновение смутили предположением, что он «должно быть один из трёх человек на всём свете, кому понятна общая теория относительности». Когда молчание было приняли за скромность, он ответил: «Напротив, я пытаюсь понять, кто третий!»
Теория общей относительности в какой–то степени даже казалась неуместной. Квантовая революция, которую начал Планк, и, в которую Эйнштейн внёс большой вклад в одной из своих грандиозных работ в 1905 году, вынашивала в себе удивительный плод. Она находилась в центре внимания физиков наряду с цветущим пониманием атомного ядра. Специальная теория относительности играла важную роль в их общем интересе, так как её самое знаменитое выражение, E=mc 2, предоставило систему измерений энергии, содержащейся в атомном ядре, в то время как общая теория относительности не имела для этого ни какого значения.
Она предлагала способ задавать вопросы не о том, что находится во Вселенной, а о структуре всей Вселенной в целом. Некоторые решения уравнения указывали на то, что Вселенная расширяется, а некоторые говорили, что она сжимается. Это стало предметом напряженных споров между Эйнштейном и Виллем Де Ситтером, голландским физиком, который нашёл одно из решений, указывающих на расширение Вселенной. Эйнштейну хотелось, чтобы Вселенная была статичной, поэтому в 1917 году к своему уравнению он добавил «космологическую постоянную», которая фиксировала заданный размер для Вселенной.
Какого же было всеобщее смущение, когда в 1929 году американский астроном выдвинул убедительные доказательства того, что Вселенная действительно расширяется. Эдвин Хаббл измерил цвет света, исходящего от удалённых галактик, для того, чтобы изучить их движение. Приближаясь к Земле, этот свет становится более голубым, а свет удаляющихся объектов выглядел краснее. Хаббл установил, что в среднем, чем удалённее галактика, тем краснее становится её свет, и чем дальше удалялись объекты, тем быстрее они это делали. Эти изменения были доказательством, говорящем в пользу расширяющейся Вселенной, которые убедили Эйнштейна отказаться от космологической постоянной, которую учёный позже назвал «величайшей ошибкой своей жизни».
В теории были и другие выводы, которые её автор изначально проигнорировал. В1930–х физики–ядерщики установили, что энергия звёзд вырабатывается в результате ядерных реакций, и, когда для этих реакций не остаётся топливного материала, звёзды взрываются. Так, звезда на подобии Солнца может превратиться в «белого карлика» размером приблизительно с Землю. Большие звёзды превращаются в «нейтронные звёзды», плотные как атомное ядро с диаметром всего в 20 км. А очень крупные звёзды эволюционируют в нечто, у чего нет ни длины, ни ширины, ни глубины: есть лишь бесконечная плотность — сингулярность.
Присутствие сингулярностей в теории крайне неприятно для людей с математическим складом ума, так как оно, как правило, свидетельствуют об ошибке. Эйнштейну не хотелось, чтобы они были в его Вселенной, поэтому в 1939 году он опубликовал научную работу, в которой пытался доказать, что сжатие гигантской звёзды прекращается прежде, чем позволить образоваться сингулярности. Роберт Опенгеймер, выдающийся молодой физик из университета Беркли воспользовался той же релятивистской физикой, чтобы опровергнуть предположение великого учёного и доказать, что подобный коллапс возможен и что он искажает пространство–время так сильно, что в результате образуются области, которые не может покинуть ни свет, ни что–либо ещё — чёрные дыры.
Работа Опенгеймера была опубликована в день, когда Германия вторглась на территорию Польши, что приостановило спор между учёными. За месяц до этого Эйнштейн написал Рузвельту письмо–предостережение об использовании ядерной физики в военных целях, и Опенгеймера будут помнить именно за последствия такого использования, а не за чёрные дыры.
Отчасти из–за успеха, которым пользовались у государства достижения Опенгеймера, в послевоенные годы физические исследования процветали. Благодаря одному из направлений в этой области, радиоастрономии, учёные сделали множество открытий о космосе, которые были бы невозможны с наблюдениями, использующими свет. Среди этих открытий были источники радиоволн, которые одновременно казались небольшими, поразительно мощными, и, судя по их красным смещениям, феноменально удалёнными. Астрономы прозвали их квазарами, пытаясь понять, что могло продуцировать радиосигнал мощью миллиарда звёзд при размере не больше Солнечной системы.
Ответ на этот вопрос представил Рой Керр в своём решении общей теории относительности, назвав источником вращающуюся сверхмассивную чёрную дыру. Её вращение создаёт область прямо за пределами «горизонта событий», точки невозврата для света и всего остального, где материя, попадающая внутрь, раскручивается до невообразимой скорости. Часть этой материи выбрасывает струёй вдоль оси вращения, образуя столп, замеченный при радионаблюдении квазаров.
Оригинал. https://гоо.гл/N29Q3j