Идеальная теория. Битва за общую теорию относительности Феррейра Педро

Глава 9.

Проблемы унификации

В 1947 году только что окончивший аспирантуру Брайс Девитт встретился с Вольфгангом Паули и рассказал, что работает над квантованием гравитационного поля. Девитт не понимал, почему две великие концепции XX века — квантовая физика и общая теория относительности — существуют отдельно друг от друга. «Почему гравитационное поле пребывает в гордом одиночестве? — недоумевал он. — Почему бы не заставить его погрузиться в поток теоретической физики и подвергнуться квантованию?» Паули энтузиазма Девитта не разделял. «Это очень важная задача, — сказал он, — ею должен заняться кто-то действительно умный». Уровень интеллекта Девитта вряд ли можно подвергнуть сомнению, но более чем полвека общая теория относительности с удивительным упорством сопротивлялась его усилиям.

Общая теория относительности оставалась изолированной, демонстрируя беспрецедентную несовместимость с квантовой физикой. После Второй мировой войны интерес к квантам привел к появлению совершенно новой и мощной теории, которая свела все взаимодействия и все фундаментальные составляющие материи в простое единое целое. Все взаимодействия, исключая гравитационное. Альберт Эйнштейн и Артур Эддингтон десятилетиями пытались разработать единую теорию, но потерпели неудачу. С квантовой теорией дела обстояли по-другому. Она с ошеломляющей точностью как в Европе, так и в США была проверена экспериментами на гигантских ускорителях, став наглядным примером успешной стыковки красивых математических расчетов, талантливых умозрительных заключений и прозаических измерений.

Несмотря на эти успехи, существовал человек, отказавшийся поддерживать новую послевоенную квантовую физику. Поль Дирак считал квантовую теорию частиц и взаимодействий фикцией и образцом некорректного мышления. Это была уловка, обход фундаментальных проблем путем магического удаления нескольких бесконечных чисел. Дирак был убежден, что именно эта уловка мешает общей теории относительности во всем ее великолепии присоединиться ко всем остальным взаимодействиям.

Поль Дирак был личностью замкнутой. Высокий худой человек, практически ничего не говорящий на людях. А когда он все-таки брал на себя труд высказаться, то выражался слишком точно и предметно. Зачастую он производил впечатление болезненно застенчивого человека и предпочитал работать самостоятельно, одержимый красотой математики, которая, с его точки зрения, имела под собой реальную основу. Его работы были математической драгоценностью, а выводы из них оказывали сильное влияние на физику. Изначально он учился на инженера в Бристоле, но в начале 1920-х годов, перейдя в Кембридж, быстро зарекомендовал себя как активный сторонник недавно обнаруженных квантов. Его карьера была стремительной, он стал сотрудником колледжа Святого Джона в Кембридже, а вскоре после этого получил должность Лукасовского профессора математики, которую в XVII веке занимал Ньютон. Кембридж стал ему приютом, скрывшись в стенах которого он тем не менее имел возможность влиять на поколения физиков, а также на ряд астрофизиков и релятивистов, в 1960-х занявшихся реанимацией общей теории относительности. Под его руководством получили докторские степени Фред Хойл и Деннис Сиама, а Роджер Пенроуз присутствовал на его лекциях, восхищаясь их ясностью и точностью.

По иронии судьбы, именно его собственное фундаментальное уравнение для электрона — теперь известное как уравнение Дирака — стало первым шагом к объединению специальной теории относительности Эйнштейна и основ квантовой физики. Уравнения квантовой физики показывают, как состояние квантовой системы — например, связанных в атоме водорода электрона и протона — меняется со временем. При этом четко видна разница между пространством и временем, в то время как специальная теория относительности Эйнштейна оперирует только понятием пространства-времени. Кроме того, она объединяет общими рамками законы механики с законами, которым подчиняется свет. Поль Дирак смог поместить в эти рамки еще и законы квантовой физики. Благодаря уравнению Дирака вся физика, в том числе квантовая, стала подчиняться специальной теории относительности.

Частицы во Вселенной делятся на два типа: фермионы и бозоны. Опыт показывает, что частицы, из которых состоит материя, являются преимущественно фермионами, а вот за взаимодействия в природе отвечают в основном бозоны. К фермионам относятся строительные блоки атомов, например электроны, протоны и нейтроны. Как мы убедились при рассмотрении белых карликов и нейтронных звезд, эти частицы обладают странным свойством, вытекающим из принципа запрета Паули: в одном квантовом состоянии может находиться не более одной частицы. При попытке поместить их в одинаковое состояние они расталкиваются квантовым давлением. Фаулер, Чандра и Ландау использовали это давление, чтобы объяснить, каким образом белые карлики и нейтронные звезды поддерживают свое состояние при массах ниже критической. В отличие от фермионов, бозоны не подчиняются принципу запрета Паули и при желании могут объединяться друг с другом. Примером бозона является носитель электромагнитной силы фотон.

Выведенное Дираком уравнение описывает квантовое физическое поведение электрона, одновременно удовлетворяя специальной теории относительности Эйнштейна. Это уравнение определяет вероятность обнаружения электрона, находящего в определенной точке пространства или перемещающегося с определенной скоростью. Уравнение Дирака определяется не в отдельном пространстве, а в соответствии с требованиями специальной теории относительности, оно единообразно определено во всем пространстве-времени. Оно содержит большое количество уникальной информации об окружающем мире и фундаментальных частицах. К удивлению автора, уравнение предсказало существование античастиц. Античастица — это двойник элементарной частицы, обладающий такой же массой, но противоположным зарядом. Античастицей электрона является позитрон. От электрона он отличается только положительным зарядом. Согласно уравнению Дирака, обе эти частицы должны существовать в природе. Также уравнение предсказывает, что в вакууме могут возникать пары электрон-позитрон, появляясь, по сути, из ниоткуда. Понять это странное явление крайне сложно, особенно с учетом того, что на момент формулирования Дираком уравнения позитронов еще никто не видел. Сведения об этих частицах Дирак скрывал до 1932 года, то есть до момента их обнаружения в процессе исследования космических лучей. На следующий год Дирак получил Нобелевскую премию.

Предложив свое уравнение, Дирак начал революционное переосмысление существующих в окружающем мире частиц и взаимодействий. Если квантовую физику электрона можно описать в том же контексте, что и электромагнитное поле, — то есть в рамках специальной теории относительности Эйнштейна, — почему нельзя квантовать электромагнитное поле как электрон? Вместо простого описания световых волн естественным образом должны были описываться фотоны, то есть кванты света, существование которых Эйнштейн постулировал еще в 1905 году. Квантовая теория электронов и света, известная как квантовая электродинамика, стала следующим шагом на пути объединения частиц и сил. Разрабатываемая после Второй мировой войны Ричардом Фейнманом, Джулианом Швингером и Синъитиро Томонагой, она указала новый способ изучения квантовой физики: квантованные частицы (электроны) и силы (электромагнитное поле) как одно целое. Квантовая электродинамика имела феноменальный успех, позволив своим создателям с удивительной точностью предсказать свойства электронов и электромагнитных полей и сделав их лауреатами Нобелевской премии.

Несмотря на то что она замечательно работала, квантовая электродинамика раздражала Поля Дирака. Ведь основой ее успеха стал метод вычислений, бросивший вызов внутренней вере Дирака в простоту и элегантность математики. Он назывался перенормировкой. Чтобы понять его суть, рассмотрим процедуру, которая в квантовой электродинамике используется для вычисления массы электрона. Масса электрона была точно измерена в лабораториях и составляет 9,110^-28 граммов — это очень маленькое число. Но уравнения квантовой электродинамики дают для этого параметра бесконечно большое число. Это связано с тем, что квантовая электродинамика допускает создание из ничего и последующую аннигиляцию протонов и короткоживущих пар электрон-позитрон — частиц и античастиц из уравнения Дирака. Появляясь из вакуума, все эти виртуальные частицы увеличивают внутреннюю энергию и массу электрона, в конечно счете делая ее бесконечной. Таким образом, квантовая электродинамика при некорректном применении сплошь и рядом приводит к бесконечности, давая неверный ответ. Однако Фейнман, Швингер и Томонага утверждали, что так как наблюдения показывают конечную массу электрона, можно взять бесконечный результат вычислений и «перенормировать» его, заменив известным измеренным значением.

Для недоброжелательно настроенного наблюдателя процедура перенормирования выглядит как отбрасывание бесконечностей и произвольная подстановка вместо них конечных значений. Поль Дирак открыто заявил, что его «крайне не устраивает такая ситуация». Он утверждал: «Подобная математика не имеет смысла. В математике допустимо пренебречь параметром, если он мал, но нельзя отбрасывать его потому, что он бесконечно велик, а вам он в таком виде не подходит!» Все это выглядело частью какого-то почти магического ритуала, хотя и давало, без сомнения, отличные результаты.

Квантовая электродинамика стала первым шагом на долгом пути к объединению, но в промежуток с 1930-х по 1960-е годы внезапно выяснилось, что кроме электромагнитной и гравитационной существуют еще две силы, которые нужно включить в общую картину. Во-первых, это слабое взаимодействие, предложенное в 1930-х годах итальянским физиком Энрико Ферми для объяснения особого типа радиоактивности, известного как бета-распад. При бета-распаде нейтрон преобразуется в протон, освобождая при этом один электрон. Такой процесс невозможно понять в рамках теории электромагнитных взаимодействий, поэтому Ферми предложил новую силу, допускающую такие преобразования. Она действует только на очень коротких межъядерных дистанциях, уступая по интенсивности электромагнитным взаимодействиям, откуда, собственно, и появилось ее название. Другая сила — сильное взаимодействие — объединяет протоны и нейтроны при формировании ядра. Также она отвечает за объединение более фундаментальных частиц, называемых кварками, из которых состоят протоны, нейтроны и масса других частиц. Также действуя на крайне короткой дистанции, она намного превосходит по интенсивности слабое взаимодействие (отсюда и говорящее имя). Аналогично тому как в XIX веке Джеймс Клерк Максвелл объединил электричество и магнетизм в электромагнитное взаимодействие, теперь требовалось изобрести общий подход к работе со всеми четырьмя фундаментальными взаимодействиями: граитационным, электромагнитным, а также сильным и слабым межъядерными.

В течение 1950-х и 1960-х как сильное, так и слабое межъядерные взаимодействия систематически анализировались и подробно изучались. По мере того как улучшалось их понимание, между ними и электромагнитным взаимодействием начало проявляться математическое сходство, заставляя предположить, что, возможно, речь идет об одной и той же силе, которая в зависимости от ситуации проявляется себя по-разному. К концу 1960-х Стивен Вайнберг из Массачусетского технологического института, Шелдон Глэшоу из Гарварда и Абдус Салам из Имперского колледжа в Лондоне предложили новый способ объединения по меньшей мере двух из этих взаимодействий — электромагнитного и слабого межъядерного — в электрослабое взаимодействие. Сильное межъядерное взаимодействие пока не получилось включить в эту концепцию, но оно было так похоже на остальные силы, что существовало твердое убеждение в возможности «большой, единой теории» электромагнитного, слабого и сильного взаимодействий. В 1970-е выяснилось, что теории электрослабого и сильного взаимодействий, как и квантовая электродинамика, допускают перенормирование. То есть все раздражающие бесконечности, появляющиеся при расчетах, можно заменить известными значениями, сделав теории в высшей степени предсказуемыми. Полученная комбинация теорий электрослабого и сильного взаимодействий стала известна как стандартная модель и дала точные предсказания, проверенные, например, на гигантском ускорителе частиц в лаборатории ЦЕРН в Женеве. Эта почти полностью унифицированная и функциональная квантовая теория трех взаимодействий — электромагнитного, слабого и сильного — стала общепринятой.

Ее приняли все, кроме Поля Дирака. Ему импонировало молодое поколение, создавшее стандартную модель, его восхищала часть выполненных математических расчетов, но одновременно он не раз выступал против бесконечностей и против, как он выражался, гнусных уловок с перенормированием. В нескольких публичных лекциях, в которых он упоминал стандартную модель, Дирак упрекал своих коллег за то, что они не попытались разработать более приемлемую теорию, не содержащую бесконечностей.

К концу своей кембриджской карьеры Дирак все больше замыкался в себе. Он упрямо отвергал нововведения в квантовой физике. Несмотря на тягу к уединению, он считал, что его игнорирует остальной физический мир, принявший квантовую электродинамику и причисляющий его к фигурам из прошлого. Поэтому он отошел от дел, предпочитая работать в своем кабинете в колледже Святого Джона, избегая кафедры, профессором которой он являлся, и не обращая внимания на крупные открытия в области общей теории относительности, сделанные Деннисом Сиамой, Стивеном Хокингом, Мартином Рисом и их соавторами. Как вспоминал один из сотрудников Кембриджа: «Дирак был призраком, который редко появлялся и никогда не вступал в разговоры». В 1969 году он ушел в отставку с поста Лукасовского профессора математики и перебрался во Флориду, получив пост профессора в местном университете. В последние годы он без удивления узнал, что общая теория относительности не допускает перенормирования.

Брайс Девитт не подозревал, к какой борьбе приведет его увлечение квантовой теорией. Работая в Гарварде с Джулианом Швингером, он лично стал свидетелем рождения квантовой электродинамики. Решив заняться проблемой гравитации, Девитт предпочел рассматривать ее в одном ключе с электромагнетизмом, пытаясь воспроизвести успех квантовой электродинамики. Между электромагнитным и гравитационным взаимодействиями существовало определенное сходство: это были силы большого радиуса действия. В квантовой электродинамике передача электромагнитного взаимодействия осуществляется частицами без массы — фотонами. Это взаимодействие можно описать так: множество фотонов снуют между заряженными частицами, например электронами и протонами, и в зависимости от их относительных зарядов расталкивают их в стороны или толкают друг к другу. Аналогичным способом Девитт подошел к квантовой теории гравитационных взаимодействий, заменив фотоны другой частицей без массы — гравитоном. Гравитоны должны были сновать между массивными частицами, толкая их друг к другу и создавая то, что мы привыкли считать гравитационным притяжением. Подобный подход оставлял за бортом все красивые геометрические построения. Хотя гравитация до сих пор описывалась в терминах уравнений Эйнштейна, Девитт предпочел считать ее очередным взаимодействием, к которому применимы методы квантовой электродинамики.

В течение следующих двадцати пяти лет Девитт искал способ квантования гравитона, но столкнулся с колоссальными трудностями. В очередной раз уравнения Эйнштейна оказались слишком запутанными и громоздкими для работы. Он наблюдал за развитием других теорий и подмечал там аналогичные сложности. Но если проблемы с объединением сильного, слабого и электромагнитного взаимодействий, судя по всему, постепенно решались, общая теория относительности упрямо не желала втискиваться в рамки применяемых к этим взаимодействиям правил квантования. В своей борьбе Девитт был не одинок: до него попытки квантования гравитона предпринимали Матвей Бронштейн, Поль Дирак, Ричард Фейнман, Вольфганг Паули и Вернер Гейзенберг. Создатели успешной модели электрослабого взаимодействия Стивен Вайнберг и Абдус Салам пытались применять приемы, разработанные ими для стандартной модели, но оказалось, что в случае с гравитацией возникают большие сложности.

Работа Девитта по квантованию гравитона привлекла внимание ряда ученых. Его подбадривал Джон Уиллер, студенты которого тоже корпели над данной проблемой, а также пакистанский физик Абдус Салам, Деннис Сиама из Оксфорда и Стэнли Дезер из Бостона. Тем не менее общая реакция на работу в области квантования гравитационного взаимодействия была смешанной, часто прохладной. Бывший студент Саламы Майкл Дафф вспоминал, что попытка представить результаты этой работы на конференции в Коржезе на острове Корсика была «встречена насмешками». Студент Денниса Сиамы Филипп Канделас работавший над квантовыми свойствами полей в пространстве-времени различной геометрии, слышал, как сотрудники физического факультета в Оксфорде бормотали, что «физикой он не занимается». Квантовая гравитация в сравнении с квантованием других взаимодействий была совершенно неразвитой. И многие считали работу в этой области потерей времени.

В феврале 1974 года Великобритания находилась в состоянии застоя. Подскочила цена на нефть, череда слабых правителей пыталась сдержать рост инфляции, страну затопили производственные конфликты. Время от времени рабочая неделя сокращалась до трех дней для экономии энергии, а веерное отключение электричества означало, что ужинать то и дело приходилось при свечах. Именно в эти мрачные дни было созвано заседание, посвященное подведению итогов процесса квантования гравитации, которым Девитт занялся почти двадцать пять лет назад. Несмотря на мрачный экономический климат, в начале Оксфордского симпозиума, посвященного квантовой гравитации, царила эйфория. Предсказания разработанной Глэшоу, Вайнбергом и Саламом стандартной модели физических частиц нашли блестящее подтверждение благодаря гигантскому ускорителю частиц в ЦЕРН. Несомненно, подобное должно было случиться и в области квантовой гравитации.

Но по мере того как докладчики представляли варианты решений и идей, снова и снова возникала одна и та же проблема, мешающая провести квантование гравитационных взаимодействий наиболее перспективным и популярным способом. Подход Девитта, требующий забыть о геометрии и представить гравитацию обычной силой, не сработал. Организаторы, перефразируя Вольфганга Паули, беспокоились, что «человеку не дано соединить то, что разорвал Бог». Проблема состояла в том, что общая теория относительности сильно отличалась от квантовой электродинамики и стандартной модели. Последние всегда позволяли перенормировать все массы и заряды фундаментальных частиц, избавившись от бесконечностей, мешающих получить осмысленный результат. Однако при применении этого приема к общей теории относительности все летело в тартарары. Бесконечности, не поддающиеся перенормированию, упорно продолжали появляться. Стоило уничтожить их в одной части теории, как они возникали в другой. Перенормировать всю теорию одним махом оказалось невозможно. А описываемые ею гравитационные взаимодействия были слишком запутанными и разнообразными, чтобы перенормировать их, как другие силы. Завершая свое выступление на симпозиуме, Майк Дафф сказал: «Кажется, обстоятельства складываются против нас, и от невозможности перенормирования нас может спасти только чудо».

Квантовая гравитация зашла в тупик. Общая теория относительности отказалась присоединиться к остальным взаимодействиям в рамках одной картины. Как хмуро отметил в посвященной симпозиуму статье журнал Nature: «Презентация М. Даффом технических результатов послужила лишь подтверждением тому, какие огромные усилия нужно приложить даже для небольшого продвижения вперед». Эта неудача была еще более обидной на фоне огромного прогресса в релятивистской астрофизике, черных дырах и космологии предшествовавших лет, не говоря уж про впечатляющие успехи стандартной модели в физике частиц.

Оксфордский симпозиум больше походил на признание поражения, исключая удивительное выступление кембриджского физика Стивена Хокинга. Тема выступления касалась черных дыр и квантовой физики. В своем докладе Хокинг показал, что существует некая активная зона, в которой возможно объединение квантовой физики и общей теории относительности. Более того, он брался доказать, что на самом деле черные дыры не были черными, а испускали чрезвычайно тусклый свет. Это диковинное заявление за следующие четыре десятилетия позволило преобразовать квантовую гравитацию.

К началу 1970-х Стивен Хокинг стал неотъемлемой частью Кембриджа. Он работал на кафедре прикладной математики и теоретической физики. В возрасте всего тридцати лет он уже был авторитетом по общей теории относительности. Вышедший из группы учеников Денниса Сиамы, Хокинг работал с Роджером Пенроузом над доказательством существования в начале времен сингулярностей. В первой половине 1970-х он заинтересовался космологией и черными дырами, после чего совместно с Брэндоном Картером и Вернером Израэлем однозначно доказал отсутствие у черных дыр волос: черные дыры не сохраняют информацию о процессе своего формирования, а все дыры с одинаковыми массой, моментом импульса и зарядом неотличимы друг от друга. Кроме того, Хокинг получил интересные данные о размерах черных дыр. Он обнаружил, что поверхность Шварцшильда, или горизонт событий объекта, полученного слиянием двух черных дыр, должна быть больше или равна сумме их поверхностей Шварцшильда. На практике это означает, что если просуммировать область, занятую черными дырами до и после любого физического события, она всегда будет больше.

Всю эту работу Хокинг выполнял, уже будучи больным боковым амиотрофическим склерозом. В конце 1960-х он ходил по коридорам факультета с палочкой, опираясь на стены, и медленно, но неуклонно терял возможность перемещаться без посторонней помощи. Постепенно утрачивая возможность писать и чертить — существенный инструмент в арсенале физика-теоретика, — он развил умение анализировать все детали в уме, что позволило ему и дальше заниматься важными проблемами общей теории относительности и квантовой физики.

Можно сказать, что движущей силой крупного открытия Хокинга стало его недовольство идеей, которую продвигал Яаков Бекенштейн, молодой израильский аспирант Джона Уиллера. Бекенштейн хотел увязать черные дыры со вторым законом термодинамики. Воспользовавшись одним из результатов Хокинга, он выдвинул совершенно абсурдное утверждение, касающееся черных дыр. Хокинг счел это утверждение чрезмерно спорным и откровенно некорректным.

Для понимания сути вопроса нам потребуется совершить краткий экскурс в термодинамику — раздел физики, изучающий тепло, работу и энергию. Второе начало термодинамики (всего их четыре) гласит, что энтропия, или мера беспорядка системы, всегда увеличивается. Рассмотрим классический пример простой термодинамической системы: контейнер с молекулами газа. Если молекулы находятся в состоянии покоя и аккуратно сконденсированы в одном из углов, энтропия системы низка — беспорядок практически отсутствует. Кроме того, стационарные частицы не могут ударяться о стенки контейнера и нагревать его, поэтому температура системы низка. А теперь представьте, что молекулы пришли в движение. Они свободно перемещаются по контейнеру, случайным образом заполняя пространство и сдвигая систему в состояние с высокой энтропией. То есть распределение молекул внутри контейнера становится менее упорядоченным. Во время перемещений они сталкиваются со стенками контейнера, передавая им некую энергию, что приводит к росту его температуры. Чем быстрее двигаются молекулы, тем быстрее они перемешиваются и тем быстрее увеличивается энтропия, пока не достигнет максимума. Ведь чем выше скорость молекул, тем меньше вероятность собрать их в спокойное упорядоченное состояние с низкой энтропией. Кроме того, более быстрые молекулы передают стенкам контейнера больше тепла, еще сильнее нагревая систему. Фактически мы видим две вещи: контейнер стремится перейти в состояние с более высокой энтропией, а энтропия непосредственно связана с температурой.

Бекенштейн решил рассмотреть парадоксальное явление: что произойдет, если бросить в черную дыру контейнер с неким содержимым. В качестве содержимого могло выступать что угодно: энциклопедии, газообразный водород, кусок железа. Для простоты рассмотрим все тот же контейнер с газом. Контейнер исчезнет в черной дыре и очень быстро в действие вступит теорема «об отсутствии волос». Способа узнать, чем был наполнен контейнер, не существует. Вся информация о нем теряется. Но одновременно весь беспорядок, созданный газом в контейнере, — вся энтропия — тоже исчезает, а значит, общая энтропия Вселенной уменьшается. Получается, что черные дыры нарушают второе начало термодинамики.

Способ спасения второго начала термодинамики Бекенштейн увидел в результатах Хокинга. Когда мы бросаем нечто в черную дыру, ее горизонт событий никогда не уменьшается — он остается тем же самым или растет. Из этого Бекенштейн заключил, что для соблюдения во Вселенной второго начала термодинамики черные дыры должны обладать энтропией, пропорциональной площади их поверхности. Этого увеличения площади хватит для компенсации уменьшения беспорядка, вызванного исчезновением за горизонтом событий, поэтому энтропия Вселенной никогда не уменьшается. Однако доведя этот парадокс до логического конца, Бекенштейн пришел к странному выводу. Если черная дыра обладает энтропией, то, как и у контейнера с молекулярным газом, у нее должна быть температура. На этом этапе он ощутил, что заходит слишком далеко, поэтому в статье написал: «Подчеркиваю, что параметр Т не следует считать температурой черной дыры, так как подобное отождествление легко приводит к парадоксам разного рода и, соответственно, не имеет смысла».

Несмотря на оговорки Бекенштейна, Хокинг воспринял его утверждение с раздражением. В соответствии с законами термодинамики не существует способа увеличить энтропию черной дыры, не заставив ее каким-то образом излучать тепло.

Для Хокинга это было чересчур. Он считал черные дыры поглощающими: объект мог провалиться в черную дыру, но совершенно точно не мог выйти наружу. Факт невозможности уменьшения поверхности черной дыры, доказанный им самим, мог выглядеть как энтропия, но на самом деле не имел к ней отношения — энтропия в данном случае была всего лишь приемлемой аналогией для объяснения поведения.

Тем не менее существовали зацепки, указывающие на возможную правоту Бекенштейна. Во-первых, в 1969 году Роджер Пенроуз обнаружил, что вращающаяся черная дыра, описанная в решении Керра, может излучать энергию. Представим частицу, перемещающуюся со скоростью, близкой к скорости света, в момент попадания в зону притяжения черной дыры Керра. Бели она распадется на две частицы, одна из них может втянуться в горизонт событий, а вторая ускориться и удалиться прочь с увеличившейся энергией, сохранив общую энергию системы и Вселенной. Во время этого странного процесса, известного как сверхизлучение Пенроуза, черные дыры по сути дела испускают энергию, как будто светясь каким-то странным образом. Имелись и другие факты. В 1973 году Стивен Хокинг, посетив Якова Зельдовича и его более молодого коллегу Алексея Старобинского, узнал, что они тоже рассматривают процессы, происходящие с черной дырой Керра. С их точки зрения, она должна избавляться от окружающего ее квантового вакуума и использовать его энергию для излучения своей, а значит, на самом деле испускать свечение.

Хокинг решил использовать квантовую физику для рассмотрения частиц рядом с горизонтом событий черной дыры, то есть в месте, где могут происходить странные вещи. Он обнаружил действительно необычную вещь. Квантовая физика допускает создание из вакуума пар частица-античастица. В обычных обстоятельствах эти частицы возникают, затем очень быстро сталкиваются друг с другом и аннигилируют, полностью исчезая. Но рядом с горизонтом событий, по расчетам Хокинга, должна была возникать другая ситуация: некоторые античастицы могли бы всасываться черной дырой, в то время как частицы этот процесс не затрагивал. Это происходило бы снова и снова, и по мере всасывания античастиц черная дыра начала бы медленно, но верно испускать поток энергетических частиц. Хокинг детально рассчитал, что произойдет в случае частиц без массы, например фотонов. Оказалось, что для удаленного наблюдателя черная дыра будет светиться с крайне низкой яркостью, как очень тусклая звезда. И, как звезде, ей можно сопоставить температуру. К примеру, глядя на испускаемый нашим Солнцем свет, можно измерить температуру его поверхности, которая составляет примерно 6000 градусов кельвина. Другими словами, благодаря квантовой физике Хокинг обнаружил, что предсказанные общей теорией относительности черные дыры испускают свет и имеют температуру.

Это был удивительно четкий и однозначный математический результат с далеко идущими последствиями. Расчеты Хокинга показали, что температура свечения черной дыры обратно пропорциональна ее массе. Например, черная дыра с массой Солнца будет иметь температуру в одну миллиардную градуса кельвина, а черная дыра с массой Луны — 6 градусов кельвина. Причем в процессе свечения часть массы утрачивается. Этот процесс протекает чудовищно медленно. Излучение, или «испарение», как называл его Хокинг, всей массы звезды, весящей как наше Солнце, займет очень много времени. Но чем меньше масса, тем быстрее происходит этот процесс. К примеру, черная дыра с массой около триллиона килограммов (совсем малютка с астрофизической точки зрения) полностью испарится за время жизни Вселенной, высвободив в последнюю долю секунды изрядное количество энергии. Как описывал Хокинг, это будет «по астрономическим стандартам довольно слабый взрыв, эквивалентный взрыву примерно миллиона водородных бомб мощностью в одну мегатонну». Свою статью, которая в конце концов появилась в журнале Nature, Хокинг осторожно озаглавил «Взрывы черных дыр?».

Выступая на Оксфордском симпозиуме, Стивен Хокинг несколько неуклюже сидел в инвалидной коляске в передней части зрительного зала. Он собирался сообщить вещи, открывающие новые горизонты, поэтому говорил четко и целеустремленно, объясняя собравшимся свои расчеты. Когда он закончил, наступила тишина. Как вспоминал Филипп Канделас, в то время ученик Денниса Сиамы: «Люди относились к Хокингу с большим уважением, но никто толком не понял, о чем он говорил». Позднее сам Хокинг вспоминал: «Я столкнулся с общим недоверием. Председатель симпозиума утверждал, что все это ерунда». В обзоре результатов Оксфордского симпозиума было признано, что «главной достопримечательностью конференции стал неутомимый С. Хокинг», но автор обзора скептически отнесся к предсказанию взрывов черных дыр, написав: «При всей заманчивости такой перспективы не существует физически приемлемого механизма, который мог бы привести к подобным эффектам».

Для осознания значимости открытия Хокинга требовалось время, хотя некоторые поняли важность этой теории сразу. Деннис Сиама отозвался о статье Хокинга как об «одной из самых красивых в истории физики» и сразу же заставил часть своих студентов разрабатывать это направление. Джон Уиллер описал результат Хокинга как «конфету на кончике языка». Брайс Девитт решил сам воспроизвести этот результат и написал посвященный излучению черных дыр обзор, который убедил новые группы ученых.

Сделанные Хокингом расчеты излучения черных дыр не имели отношения к квантовой гравитации. Расчет не был связан с квантованием гравитационного поля, требующим выработки правил и процессов, которым подчинялись бы гравитоны, — в этой области пробовали свои силы и потерпели неудачу Девитт и многие другие. Но он успешно объединил кванты и общую теорию относительности, получив интересный устойчивый результат, на который при разработке квантовой гравитации, если бы дело когда-либо до этого дошло, можно было бы сослаться и подробно объяснить. В результате на следующие несколько лет излучение черных дыр вселило надежду на решение невозможно сложной задачи квантования гравитации. Хокинг твердо задумал квантовать не только объекты в пространстве-времени, но и само пространство-время. Готовя новых студентов для работы над своей программой, Хокинг в течение следующих сорока лет концентрировался на квантовой гравитации. И так совпало, что через десять лет после того, как Поль Дирак оставил должность Лукасовского профессора в Кембриджском университете, на нее был назначен Стивен Хокинг и занимал ее в течение двадцати пяти лет.

Когда молодой студент спросил Джона Уиллера, каким образом лучше готовиться к работе над квантовой гравитацией: сделать упор на общую теорию относительности или на квантовую физику? — Уиллер ответил, что, вероятно, лучше всего будет, если студент выберет для себя какую-нибудь другую область. Это был мудрый совет. Неуступчивые бесконечности продолжали срывать все попытки квантования общей теории относительности, и казалось, что любые поползновения в области квантовой гравитации обречены на провал.

Но было верно и другое. Как показали выдающиеся результаты Хокинга, объединение общей теории относительности с квантовой физикой ведет к неожиданным вещам. У черных дыр обнаруживается энтропия и способность испускать тепло, что идет вразрез с идеей релятивистов об их поглощающей природе. Одновременно расчеты Бекенштейна и Хокинга проливают странный свет на кванты, с которыми общая теория относительности творит невероятные вещи. В обычной заурядной физической системе, например в контейнере с газом, энтропия связана с объемом. Чем больше объем, тем больше способов перемешать молекулы в случайном порядке и создать беспорядок — отличительную черту энтропии. И вся эта неупорядоченность, этот беспорядок заключен внутри контейнера. Прямая связь между энтропией и объемом является неотъемлемой частью базового курса термодинамики. Но как мы помним, Бекенштейн и Хокинг показали, что энтропия черной дыры связана не с занимаемым ею в пространстве объемом, а с площадью ее поверхности. Как если бы энтропия заключенного в контейнер газа каким-то образом заключалась в стенках контейнера, а не в хаотичных движениях частиц. Каким же образом мы сохраняем энтропию на поверхности черной дыры, которая должна быть простой, «лишенной волос» и лишь равномерно светящейся из-за излучения Хокинга?

Трудноразрешимая и непостижимая, с новыми потрясающими данными о черных дырах, квантовая гравитация стала величайшим вызовом умным молодым физикам. Однако в то время как она превратилась в поле битвы идей, которым суждено было изжить себя за следующие десятилетия, вокруг общей теории относительности разгоралась другая битва. Вместо мысленных экспериментов и искусных математических вычислений в ход пошли инструменты и детекторы, призванные измерить в ткани пространства-времени слабые волны, возникающие при столкновении черных дыр.

Глава 10.

Увидеть гравитацию

Как было однажды объявлено, первым человеком, наблюдавшим гравитационные волны, является Джозеф Вебер. Он экспериментировал в этой области практически в одиночку. В конце 1960-х и начале 1970-х полученные им результаты прославлялись в качестве основных достижений теории относительности. Однако к 1991 году все закончилось. Как он сказал в интервью для местной газеты: «Хотя в этой области мы самые главные, с 1987 года меня никто не финансирует».

На первый взгляд ситуация казалась до странности несправедливой. На пике карьеры Вебера результаты его работы обсуждались на всех основных конференциях по общей теории относительности наряду с нейтронными звездами, квазарами, горячим Большим взрывом и излучающими черными дырами. Бесчисленные статьи пытались дать им объяснение. Вебер был бесспорным кандидатом на Нобелевскую премию. А затем с той же стремительностью, с которой он поднялся к вершинам известности, Вебер был низвергнут на задворки науки. Избегаемый коллегами, игнорируемый спонсорами, не имеющий возможности публиковаться в основных журналах, Вебер был приговорен к долгой и одинокой научной смерти, превратившись в избыточное и неудобное примечание к истории общей теории относительности. Некоторые даже утверждали, что только после падения Вебера начался реальный поиск гравитационных волн.

Гравитационные волны для гравитации — все равно что электромагнитные волны для электричества и магнетизма.

Показав, что электричество и магнетизм можно описать в рамках одной всеобъемлющей теории — электромагнетизма, Джеймс Клерк Максвелл заложил фундамент для открытия Генрихом Герцем колеблющихся с разными частотами электромагнитных волн. В видимом диапазоне эти волны воспринимаются нашими глазами как обычный свет. На меньших частотах речь идет уже о радиоволнах, атакующих наши радиоприемники, передающих данные между ноутбуками по беспроводному соединению и позволяющих наблюдать чрезвычайно активные квазары в далеких закоулках Вселенной.

Через несколько месяцев после разработки общей теории относительности Альберт Эйнштейн показал, что пространство-время может содержать волны. Эти волны вызывают рябь как в пространстве, так и во времени. В этом смысле пространство-время напоминает пруд: стоит бросить в него камень, как по поверхности из одного конца в другой начинают разбегаться волны. И аналогично электромагнитным волнам и волнам на водной глади, гравитационные волны могут переносить энергию из одного места в другое.

Однако в отличие от электромагнитных волн обнаружить гравитационные волны оказалось крайне сложно. Они малопроизводительны в плане переноса энергии гравитационных систем. Вращаясь вокруг Солнца на расстоянии 150 миллионов километров от него, Земля медленно теряет энергию через гравитационные волны и сдвигается в сторону Солнца, сокращая расстояние на мизерную величину — примерно на ширину протона в день. Это означает, что за все время своего существования Земля приблизится к Солнцу примерно на миллиметр. Даже влияние достаточно массивного объекта, способного генерировать огромное количество гравитационных волн, в процессе путешествия через пространство-время превращается в слабый шепот. На самом деле пространство-время больше напоминает не пруд, а невероятно твердый лист стали, лишь слегка вздрагивающий даже от очень сильных ударов.

Остальные физики концепцию гравитационных волн не воспринимали. В течение почти полувека после того, как Эйнштейн обосновал их существование, многие отказывались верить в их реальность. Их считали еще одной математической странностью, которую можно было объяснить при глубоком понимании общей теории относительности. К примеру, Артур Эддингтон безапелляционно отвергал существование гравитационных волн. Повторив вычисления Эйнштейна и проследив, каким образом в теории появляются гравитационные волны, он продолжал утверждать, что это не более чем артефакт, зависящий от способа описания пространства и времени. Они явились следствием ошибки, неоднозначности в маркировке положений пространства и времени и от них можно избавиться. Это не настоящие волны, и в отличие от электромагнитных волн, распространяющихся со скоростью света, Эддингтон отказывался признавать волны, распространяющиеся со «скоростью мысли». По удивительному стечению обстоятельств сам Эйнштейн решил, что в исходные вычисления вкралась ошибка, и в 1936 году вместе со своим молодым ассистентом Натаном Розеном опубликовал в журнале Physical Review статью, в которой доказывал невозможность существования гравитационных волн.

Самые убедительные аргументы в пользу гравитационных волн привел Герман Бонди на встрече в Чапел-Хил в 1957 году. Бонди, возглавлявший в Королевском колледже в Лондоне группу, занимающуюся теорией относительности, предложил простой мысленный эксперимент. Нужно пропустить стержень через два расположенных на небольшом расстоянии друг от друга кольца. Кольца должны быть плотно «надеты» на стержень, но при этом сохранять способность перемещаться вдоль него. Проходящая гравитационная волна на стержень влиять практически не будет, так как он слишком жесткий, чтобы ее ощутить. А вот кольца начнут смещаться вверх и вниз, как прыгающие на поверхности моря буйки. При прохождении волны они станут двигаться вдоль стержня взад-вперед, то сдвигаясь, то расходясь. Из-за трения о стержень в этом процессе будет выделяться энергия. А поскольку этой энергии неоткуда взяться, кроме как от гравитационной волны, следует вывод: гравитационные волны способны переносить энергию. Аргумент Бонди был простым и действенным. Аналогичные рассуждения представил присутствовавший на встрече Ричард Фейнман, что позволило убедить большинство собравшихся. Оставалось только на самом деле обнаружить гравитационные волны. Джо Вебера, который тоже был на конференции в Чапел-Хил, обсуждение просто заворожило. Бонди, Фейнман и остальные могли сколько угодно сидеть на месте, обсуждая реальность гравитационных волн, а он займется практической стороной вопроса и начнет их поиск.

Вебер был из того сорта людей, для которых не существует слова «невозможно». Одержимый стремлением делать все своими руками, он еще подростком научился чинить радиоприемники и зарабатывал этим на жизнь. Талантливый мечтатель, постоянно расширяющий границы известных технологий, он конструировал экспериментальные установки из минимального набора ресурсов и использовал их для исследования границ физического мира. Энергия пронизывала все сферы его жизни; каждое утро он пробегал три мили и почти до восьмидесяти лет целыми днями работал.

Вебер учился в Военно-морской академии США на инженера-электрика, а во время Второй мировой войны командовал кораблем. Благодаря опыту в области электроники и радио его сделали главой отдела разработки средств радиоэлектронного подавления. После войны он стал профессором электротехники в Мэрилендском университете, но решил сменить сферу деятельности, получив докторскую степень по физике.

В середине 1950-х Вебера заинтересовала гравитация. На решительный шаг его вдохновил Джон Уиллер, в результате Вебер на год приехал в Европу для знакомства с новыми разработками в области общей теории относительности. Вернувшись, он был готов к проектированию и созданию инструментов. Постепенно погружаясь в задачу записи гравитационных волн, он в общих чертах рассматривал различные возможности, заполняя блокноты чертежами хитроумных устройств. Один из методов просто завладел его воображением. Идея была простой. Следовало подвесить к потолку большие тяжелые цилиндры из алюминия, обвязав вокруг них набор невероятно чувствительных детекторов, которые при вибрации начнут посылать электрические импульсы на записывающее устройство. Помешать эксперименту могло что угодно — телефонный звонок, проезжающий автомобиль, хлопнувшая дверь. Поэтому цилиндры следовало как можно сильнее изолировать, чтобы отсечь все возможные источники вибраций и толчков.

Когда, наконец, Вебер создал свои цилиндры, или, как их потом стали называть, детекторы Вебера, они немедленно начали регистрировать вибрации. Цилиндры вибрировали, а после того как все известные возмущения были устранены, остались только те сигналы, которые могли бы быть именно гравитационным излучением. Хотя присутствовала одна странность. Если бы это действительно было гравитационное излучение, его источником мог быть только очень сильный взрыв, доступный для наблюдения в телескопы. Сигнал был слишком интенсивным, чтобы быть гравитационным излучением. А это означало, что Веберу нужно было совершенствовать инструментарий.

Чтобы быть абсолютно уверенным, что любое движение цилиндров возникает из-за проходящей через них гравитационной волны, Вебер поместил один из четырех детекторов в Аргоннской национальной лаборатории (АНЛ), отстоящей от его лаборатории в Мэрилендском университете почти на тысячу километров. Одновременное дрожание цилиндров в обоих местах стало бы убедительным признаком проходящих через них гравитационных волн, идущих из космоса. Веберу оставалось сравнить записи детекторов на всех цилиндрах. Наличие нескольких одновременных совпадений, скорее всего, указывало бы на внешний источник возмущения — гравитационную волну, — а не на согласованное покачивание самих цилиндров. Оставалось обнаружить такие «совпадения», как он их называл. Вебер снова включил свою машину и принялся ждать.

К 1969 году, после более чем десяти лет работы, Вебер мог показать миру кое-какие результаты: набор совпадающих вибраций не только у цилиндров, подвешенных в АНЛ и в университете, но и у всех четырех цилиндров. Для случайного совпадения это было слишком много. Все цилиндры в унисон что-то ощущали. В это время не было ни землетрясений, ни электромагнитных бурь, которым можно было бы приписать данное явление. Вебер решил, что обнаружил гравитационные волны.

Следующие несколько лет Джозеф Вебер совершенствовал свой эксперимент, чтобы убедиться, что не принимает желаемое за действительное. Вибрации в цилиндрах были немногочисленными, отстояли друг от друга на значительное расстояние и маскировались шумами. Потряхивание могло возникнуть из-за температурных эффектов, из-за внутренних колебаний атомов и молекул. В подобных случаях при недостатке внимательности глаз может обнаружить систему там, где на самом деле она отсутствует. Чтобы избежать подобной ловушки, Вебер разработал компьютерную программу для фиксации вибраций и автоматической идентификации совпадений. Еще он решил записывать показания одного из детекторов с небольшой задержкой, а потом сравнивать эту запись с остальными. Если совпадение и в самом деле имело бы место, сигнал, зарегистрированный на одном цилиндре, чуть позже должен регистрироваться на другом. При сравнении таких записей количество совпадений должно уменьшиться, что и произошло на самом деле.

К 1970 году эксперимент Вебера длился уже столько времени, что появилась возможность определить направление регистрируемого установкой гравитационного излучения. Казалось, что оно исходит из центра галактики, и Вебер воспринял это как добрый знак. Как он писал в своей работе: «Благоприятным признаком является наличие [10 миллиардов] солнечных масс, и имеет смысл искать источники в той области, где сосредоточена большая часть галактической массы».

Вебер все больше верил в то, что и в самом деле смог во время своих экспериментов зарегистрировать гравитационные волны, и это привлекло всеобщее внимание. Его открытие застало всех врасплох. Столь простой способ обнаружения стал неожиданностью, но поводов заранее сомневаться в полученных данных пока не было. Результаты Вебера то и дело принимались рассматривать релятивисты, пытающиеся понять, что они означают. Роджер Пенроуз высчитывал, что произойдет при столкновении двух гравитационных волн: возникнет ли достаточно взрывоопасная ситуация, чтобы привести в действие устройство Вебера? Стивен Хокинг проводил мысленные эксперименты по столкновению двух черных дыр, надеясь, что результатом такого процесса станет достаточно мощная для объяснения открытия Вебера вспышка гравитационного излучения. Сначала слава Вебера только возрастала. У него брали интервью для журнала Time, его работе отводилось важное место в New York Times и множестве других газет в Соединенных Штатах и Европе. И шумиха продолжала расти.

Результаты Вебера были поразительными и слишком хорошими, чтобы быть настоящими. Казалось, что Вебер обнаружил невероятный источник гравитационного излучения, намного больший, чем когда-либо считалось возможным. Однако сколь бы совершенными ни были детекторы Вебера и сколько бы чувствительные датчики к ним ни прикрепляли, они не могли быть настолько чувствительными. Для реального распознаваний вибраций детекторы Вебера должны были бы подвергнуться действию невероятно мощных гравитационных волн, настоящих мастодонтов, летящих в сторону Земли.

Это была проблема, потому что даже если считать, что предполагаемые гравитационные волны пришли из центра галактики, где много материи, готовой взорваться, столкнуться и как следует встряхнуть пространство-время, вся эта материя находится на расстоянии двадцати тысяч световых лет от Земли. Если предположить, что и в самом деле где-то в центре Млечного Пути находился источник гравитационных волн, то испускаемые им волны, дойдя до Земли, должны были практически потерять свою интенсивность. Собственно, как указал сам Вебер, энергия зарегистрированных им гравитационных волн была эквивалентна энергии, которая могла бы выделяться при ежегодном разрушении в центре галактики тысячи звезд размером с наше Солнце.

Мартин Рис из Кембриджа с самого начала был настроен скептически по отношению к результатам Вебера. Вместе со своим бывшим научным руководителем Деннисом Сиамой и Джорджем Филдом из Гарвардского университета он занялся вычислением количества энергии, которое может выходить из центра галактики в виде гравитационных волн. Расчеты показали, что для возникновения гравитационной волны ежегодно должны разрушаться не более двух сотен звезд размером с наше Солнце. При этом галактика, очевидно, должна увеличиваться в объеме, что опровергалось наблюдением за движением близкорасположенных звезд. Расчет был приблизительным, поэтому ученые постарались быть крайне аккуратными в своих выводах. В статье утверждалось: «Так как обсуждаемые здесь прямые астрономические расчеты не исключают обнаруженной в экспериментах Вебера большой потери массы, крайне желательно, чтобы эти эксперименты повторили другие ученые». Вебер не утратил присутствия духа, ведь Рис, Филд и Сиама выдвинули против него теоретический аргумент. Возможно, теория давала ошибочные прогнозы, но его эксперименты обманывать не могли.

По примеру Вебера в Москве, Глазго, Мюнхене, лабораториях Белла, Стэнфорде и Токио начали новую серию экспериментов. Некоторые установки были точной копией детекторов Вебера, остальные тоже в той или иной степени конструировались на основе его исходного проекта. По мере их постепенного подключения начали накапливаться результаты и вырисовываться общая картина; и если исключить несколько событий, зарегистрированных в Мюнхене, такого же большого, как у Вебера с его детекторами, количества совпадений выявлено не было. Совпадения попросту отсутствовали. Вебер был невозмутим. Он занимался этой задачей уже десять лет и ясно видел, что все остальные эксперименты проводились на менее чувствительном оборудовании, а значит, удивляться отсутствию сигнала не приходилось. Если кто-то хочет покритиковать его результаты, пусть сначала построит точную копию его детектора. После этого можно будет разговаривать.

Некоторые экспериментаторы, в том числе из Глазго и лабораторий Белла в Холмделе, парировали, что они пользовались именно точной копией, но тем не менее не смогли получить такие же результаты, как Вебер. Но он опять нашел объяснение: копии были недостаточно точными.

Впрочем, с собственными экспериментами Вебера тоже было связано несколько настораживающих моментов. Начать с того, что вряд ли чувствительность используемых им детекторов сильно превосходила все остальные. Данная область физики только начинала развиваться, и пока было непонятно, как определять чувствительность экспериментальной установки. Еще больше тревожил тот факт, что, несмотря на тенденцию к ошибкам, Вебер продолжал обнаруживать совпадения. К примеру, он утверждал, что зарегистрированные им гравитационные волны приходят из центра галактики. К такому заключению он пришел, обнаружив, что вибрации в кластерах событий чаще всего возникают раз в сутки, когда детекторы направлены на центр галактики. При этом Вебер упустил из виду одно важное обстоятельство: Земля не является препятствием для гравитационных волн. Поэтому когда цилиндры снова ориентировались в сторону центра галактики, но уже с другой стороны планеты, должно было возникать аналогичное количество совпадений. То есть кластеры обязаны были появляться каждые двенадцать часов, а вовсе не раз в сутки, как получалось у Вебера. Осознав свою ошибку, он произвел повторный анализ собранной информации, и на этот раз оказалось, что имеется двенадцатичасовой цикл, который остался незамеченным во время первой обработки данных. Фактически он обнаруживал то, что искал, потому что знал, что именно нужно найти. Бернард Шутц, который в то время был начинающим релятивистом, вспоминал, что «люди восприняли это крайне недоверчиво. Вебер не давал всем желающим доступа к своим данным, но всем казалось, что он с подозрительной точностью находит именно то, что хочет найти».

Еще более вопиющий случай имел место, когда Вебер объединил свои усилия с группой экспериментаторов из Рочестерского университета. Сравнив данные из Мэриленда и Рочестера, он обнаружил множество совпадений, признаков вибраций, возникавших в двух местах одновременно, что однозначно указывало на гравитационные волны. Однако оказалось, что Вебер неверно понял способ регистрации времени, которым пользовалась рочестерская группа, и поэтому выявленные им совпадения на самом деле возникали на четыре часа позже. После того как временная задержка была скорректирована, Вебер снова проанализировал данные и опять обнаружил совпадения.

Открытие Вебера выглядело неуязвимым в смысле ошибок в измерениях и расчетах. Он мог обнаруживать совпадения везде. А совпадения означали гравитационные волны. Непоколебимая способность Вебера обходить ошибки оказала разрушительное влияние на его репутацию. Его не смущал тот факт, что больше никто не мог воспроизвести полученные им результаты. Уважаемый экспериментатор Ричард Гарвин написал в журнал Physics Today статью под заголовком «Сомнения в обнаружении гравитационных волн», в которой систематически разбирался выполняемый Вебером анализ данных и его эксперименты и делалось заключение, что обнаруженные совпадения «возникали не из-за гравитационных волн, более того, они не могли возникать по этой причине». Сообщество релятивистов отвернулось от Вебера. Несмотря на поток публиковавшихся в свое время резонансных статей, рейтинг его публикаций упал. Иссякло финансирование, так как все большее число коллег отказывалось поддерживать его бесплодные эксперименты. К концу 1970-х Вебер был изгнан из мирового научного сообщества.

Хотя эксперименты Вебера были скомпрометированы, они дали хорошие плоды. Из всей этой путаницы родилась новая область исследований. Астрономы поняли, что кроме фиксации электромагнитных волн, в частности световых волн, радиоволн и рентгеновского излучения, существует новый объект для исследования Вселенной — гравитационные волны. Более того, с помощью гравитационных волн можно было заглянуть в самые дальние закоулки пространства-времени, куда не проникают обычные телескопы. К оптической, радио- и рентгеновской астрономии присоединилась гравитационно-волновая астрономия.

В 1974 году два американских астрофизика, Джо Тейлор и Рассел Хале, обнаружили не одну, а две нейтронных звезды, вращающиеся относительно общего центра масс по очень компактной орбите. Одна из этих звезд представляла собой пульсар, испускающий световые вспышки каждые несколько тысячных секунды и легко отслеживаемый в процессе перемещений вокруг своего притихшего компаньона. Так как эти нейтронные звезды двигались вокруг общего центра, Тейлор и Хале смогли с удивительной точностью измерить их позиции. Так они обнаружили новую идеальную лабораторию для проверки общей теории относительности. Эйнштейн утверждал, что подобные объекты испускают энергию в окружающее пространство-время, поэтому их орбиты будут постепенно сокращаться, пока, в конце концов, они не упадут друг на друга. Позднее он отказался от данного утверждения, но все расчеты сохранились и были доступны для проверки. Именно такую проверку и позволял сделать миллисекундный пульсар Халса и Тейлора.

В 1978 году на девятом Техасском симпозиуме в Мюнхене Джо Тейлор объявил о полученных результатах. После четырех лет наблюдений он мог уверенно утверждать, что орбита действительно сокращается, причем в полном соответствии с предсказаниями Эйнштейна. Две нейтронные звезды, вращающиеся относительно общего центра масс, теряют энергию посредством гравитационного излучения. Доказательство гравитационного излучения было косвенным, тем не менее оно определенно присутствовало. Все красиво согласовывалось с теорией, а результаты измерений были четкими и однозначными. Гравитационные волны действительно существовали.

На руинах опытов Вебера родилась новая область экспериментальной науки. Различные группы по всему миру создавали собственные детекторы. Некоторые дорабатывали исходную конструкцию Вебера, сильно охлаждая цилиндры, чтобы избежать вибраций при комнатной температуре. Другие меняли форму приемников, создавая сферы, чтобы обеспечить чувствительность к волнам, приходящим с любой стороны. Однако сигналы, за которыми они охотились, были столь краткими и иллюзорными, что требовались детекторы большего размера и лучшего качества с огромной чувствительностью, способные зафиксировать рябь в пространстве-времени. Однако существовал подход, выделявшийся на общем фоне благодаря своей большей действенности и вместе с тем намного большей стоимости: лазерная интерферометрия.

Лазерный интерферометр объединил в себе лучшие инструменты современной физики. В нем используется лазерный луч — невероятно сфокусированный свет. Правильно настроенный лазер может осветить расположенный за много миль от него кончик карандаша. Фактически Джо Вебер стал одним из первых ученых, предложивших концепцию лазера. Это произошло еще до его увлечения гравитационными волнами. Он сделал это одновременно с Чарльзом Таунсом из Колумбийского университета, но его вклад так никогда в полной мере и не был оценен. Не попал он и в число награжденных в 1964 году Нобелевской премией за это открытие.

Лазерная интерферометрия использует также способность света проявлять волновые свойства. Представьте волны в океане. При столкновении двух волн с одной длиной возникает интерференция. Это означает, что при столкновении двух волн в момент, когда обе волны на гребне, они арифметически складываются, и результирующая волна получает более высокий гребень (и более глубокую впадину). Но если волна на гребне сталкивается с волной, находящейся в нижней точке, они компенсируют друг друга и взаимно уничтожатся. Разумеется, между этими двумя крайними случаями существует целый спектр вариантов поведения.

Эти два свойства лазерного луча можно использовать для распознавания минимальных перемещений объектов под действием гравитационных волн. Порядок действий является следующим. Нужно подвесить два массивных объекта на некотором расстоянии друг от друга и каждый из них осветить лазером. Отражаемые объектами лучи начнут интерферировать друг с другом, образуя узоры в зависимости от длины волны и пройденного расстояния. Интерференционная картинка изменится даже при минимальном смещении одного из объектов. Следя за этой картинкой, можно обнаружить микроскопические перемещения, вызванные гравитационными волнами. Точность и достоверность такого эксперимента будут намного выше, чем при работе с детекторами Вебера.

Лазерная интерферометрия подразумевает совершенно новый, по крайней мере для релятивистов, способ заниматься наукой. Обычно работа над теорией относительности велась с карандашом и бумагой, а эксперименты ставились очень редко. Существовало несколько лабораторных установок, но сотрудничество между университетами и институтами было весьма скромным. Ничего общего с физикой элементарных частиц и ядерной физикой с их гигантскими ускорителями и реакторами. Но теперь требовалась новая культура, подразумевающая трату десятков и даже сотен миллионов долларов на экспериментальные установки. На смену группам из нескольких человек шли организации с сотней ученых и технических специалистов.

На этот раз все следовало сделать правильно. Исследователи уже знали, что они хотят найти. Было понятно, что гравитационные волны должны исходить от объекта, раздвигающего границы теории. Пульсары Халса и Тейлора выглядели вполне безобидно — просто две компактные звезды, вращающиеся вокруг общего центра. Однако создавалось впечатление, что они вполне в состоянии испускать волны в таком количестве, которого достаточно для уменьшения энергии, поддерживающей их орбиты. Нейтронные звезды находятся практически на грани взрыва и в достаточной мере искажают пространство и время, чтобы высветить теорию Эйнштейна во всем ее блеске.

Одним из возможных источников множества гравитационных волн является сверхновая. Сверхновыми называют взрывающиеся звезды, которые на несколько секунд начинают светиться ярче, чем миллиарды звезд в галактике вместе взятые, а потом превращаются в нейтронные звезды или черные дыры. Сверхновая в любой момент своего существования является самым ярким объектом на небе. Так как она является сильным источником электромагнитных волн, астрофизики предположили, что ее энергии может хватить на то, чтобы завязать в узел и встряхнуть пространство-время, породив множество гравитационных волн. В 1987 году сверхновая вспыхнула в Большом Магеллановом облаке, находящемся на расстоянии примерно 160 000 световых лет от Земли. Ее можно было наблюдать через обычные телескопы. Ко всеобщему стыду, ни один из детекторов, пытающихся зафиксировать гравитационные волны, в тот момент запущен не был. Исключая детекторы Джо Вебера. Он заявил, что кое-что обнаружил, но, как обычно, был проигнорирован.

К сожалению, сверхновые слишком непредсказуемы, и хотя при гигантском взрыве может действительно выделяться огромное количество энергии, к моменту, когда гравитационные волны достигают установленных на Земле детекторов, они превращаются в слабый всплеск. Их легко спутать со случайной шумовой помехой, повлиявшей на показания инструмента. Нет, тут требовался чистый сигнал, пусть даже слабый, но с определенными, хорошо известными очертаниями и формой, бросающийся в глаза, как знакомое лицо в толпе.

Предпосылки к успеху были. Сигнал от гравитационной волны обнаруженных Халсом и Тейлором нейтронных звезд в принципе можно было рассчитать с точностью, достаточной для последующего исследования. В отличие от беспорядочного набора волн, возникающих в момент взрыва, сигнал от гравитационной волны должен быть регулярным и периодическим, как сирена, и меняться во времени по мере того, как нейтронные звезды расходуют энергию и приближаются друг к другу. Это должен быть простой сигнал, легко описываемый и, возможно, даже легко регистрируемый.

Но зачем этим ограничиваться? Почему не добиться максимального эффекта? Более сильный сигнал можно получить от нейтронной звезды, которая вращается вокруг черной дыры, постепенно погружаясь в нее, а уж система из двух черных дыр, как ничто другое в теории Эйнштейна, способна деформировать пространство и время. Две черные дыры, вращающиеся по орбитам с общим центром, являются постоянными источниками гравитационных волн. По мере их приближения друг к другу интенсивность этих волн должна повышаться, пока, практически в момент слияния, они не отправят в пространство импульс, а затем пучок гравитационных волн, которые исчезнут после объединения дыр друг с другом. Именно такую форму волны должны отслеживать инструменты: движение по спирали, импульс и ослабление сигнала во времени. Эти так нужные релятивистам двойные системы, как драгоценные камни, скрываются где-то в глубинах космоса. Их-то и должен был обнаружить детектор гравитационных волн.

Задача казалась простой — следить за приближающимися друг к другу по спирали нейтронными звездами и черными дырами. Однако какого-то важного информационного фрагмента здесь не хватало. Что должен был увидеть детектор гравитационных волн? Как, достигнув аппаратуры, будут выглядеть движение по спирали, импульс и ослабление? Наблюдателям — новому поколению гравитационно-волновых астрономов — нужно было точно знать, какого сигнала они ожидают. Именно это точное знание позволило бы выделить сигнал из шума, неизменно загрязняющего данные. Для ответа на этот вопрос следовало вернуться к старинной проблеме — к решению уравнений Эйнштейна. На этот раз требовалось точное математическое решение, описывающее вид гравитационных волн. Многолетние попытки борьбы с этими уравнениями окончились ничем. Осталось применить для этого мощный компьютер и посмотреть, что произойдет при коллапсе двух черных дыр, вращающихся по орбитам с общим центром.

Чарльз Мизнер, один из учеников Джона Уиллера, еще в 1957 году на конференции в Чапел-Хилл предупреждал о коварстве этих уравнений. В попытках распутать этот жуткий нелинейный клубок, оставленный в наследство Эйнштейном, нужно было проявлять большую осторожность, потому что, по словам Мизнера, было всего два возможных исхода: «либо программист застрелится, либо компьютер взорвется». В итоге случилось второе. В 1964 году, когда один из бывших учеников Уиллера Роберт Линдквист попытался провести компьютерное моделирование, в программе возникла критическая ошибка. По мере приближения черных дыр друг к другу ошибки в решении нарастали, и очень быстро компьютер начал выдавать мусорные данные — с ним случилось числовое недержание. Ошибки были столь труднопреодолимыми, что Линдквист предпочел отступить.

В 1970-х попытку с помощью компьютера понять, что происходит при столкновении двух черных дыр, предпринял Брайс Девитт. Квантовая гравитация всегда была его страстью, а во время работы с Эдвардом Теллером в рамках проекта по созданию бомбы в Ливерморской национальной лаборатории имени Лоуренса в Калифорнии он научился моделировать на компьютере сложные уравнения. В Техасе он поставил перед своим учеником Ларри Смарром задачу рассчитать, какова величина гравитационного излучения, возникающего после столкновения двух черных дыр. Написанную программу запустили на большом компьютере Техасского университета и смогли приблизительно представить себе, на что может быть похожа гравитационная волна. Затем снова возникла критическая ошибка, и пошел поток бессмысленной информации. Это был проблеск волны, но слишком слабый, чтобы им можно было воспользоваться. Сингулярности пространства-времени подняли свои уродливые головы и уничтожили результат.

Следующие три десятилетия команды программистов продолжали безуспешно работать над моделированием двойных систем. Дело двигалось, но, как вспоминал Франс Преториус, релятивист из Принстонского университета, «простые подходы не срабатывали, никто точно не знал почему, люди пытались что-то нащупать в темноте. Дело осложнялось недостатком вычислительных ресурсов, которые требовались для решения задачи в полной форме». В 1990-х проблема столкновения черных дыр считалась в США одной из фундаментальных задач вычислительной физики, и различным группам выделялись миллионы долларов на покупку суперкомпьютеров и запуск их программ. Время от времени там наблюдались улучшения, и результаты немного двигались вперед, пока снова не возникала ошибка. В итоге родилась отдельная область знаний — численные методы в общей теории относительности.

Моделирование столкновения черных дыр является знаковой для уравнений Эйнштейна работой, такой же сложной, неблагодарной и тяжелой, как регистрация гравитационных волн. Молодые релятивисты втягиваются в поиск компьютерного решения и тратят свою — часто недолгую — карьеру на небольшое улучшение уже имеющихся результатов. Все напоминает невероятно сложную компьютерную игру, часто ведущуюся на свой страх и риск, без промежуточных наград, пройденных уровней и триумфальных побед.

Для некоторых общая теория относительности стала равнозначна численным методам. Группа, занимающаяся общей теорией относительности, считалась неполной без одного или нескольких релятивистов, занятых решением проблемы столкновения черных дыр с прицелом на поиск гравитационных волн. Проводились конференции и встречи, на которых каждый желающий мог продемонстрировать новые приемы, схемы и графики. Но уравнения не поддавались. А без формы сигнала, найденной при моделировании двойных систем, не было надежды на их обнаружение с помощью детекторов.

Вспоминая эти мрачные времена, Преториус сказал: «Была большая вероятность, что задача окажется достаточно сложной и к моменту ввода в эксплуатацию [детектора гравитационных волн] она решена не будет». Экспериментальные данные могли начать накапливаться до того, как компьютерная модель даст приемлемый прогноз.

Но у битвы за численное решение уравнений Эйнштейна была и вторая сторона, оказавшая неожиданное влияние на весь мир. В конце 1970-х и начале 1980-х Ларри Смарр разработал еще более сложные программы и пытался их запускать на самых мощных компьютерах, к которым удавалось получить доступ. Работающий в США Смарр обнаружил, что многие из его программ работают в Германии, и был крайне разочарован отсутствием возможности запускать их в Штатах. К середине 1980-х Смарр успешно убедил правительство США в необходимости финансировать сеть суперкомпьютерных центров для обслуживания всех отраслей науки, нуждающихся в «обработке данных». В конечном итоге он возглавил один из этих новых центров, Национальный центр суперкомпьютерных приложений в штате Иллинойс. Именно его исследовательская группа в 1990-х годах выпустила первый веб-браузер с графическим интерфейсом, который назывался Mosaic и позволял визуализировать данные на удаленных узлах Интернета. Вот так, в самый разгар битвы с черными дырами численные методы общей теории относительности внесли свой вклад в интернет-культуру, ставшую неотъемлемой частью нашей жизни.

Пока осваивающие численные методы релятивисты топтались на месте, полным ходом велась работа над эффективным инструментарием для фиксации гравитационных волн. На этот раз здесь не было места фальшивым открытиям, превосходящим возможности аппаратуры, — эпоха Вебера ушла в прошлое. Предпочтительным устройством стал интерферометр, но к нему предъявлялись чрезмерные требования. Лазерные лучи должны были проходить достаточно большую дистанцию, чтобы интерференционный узор позволял распознать даже мельчайшие отклонения, обусловленные гравитационными волнами. Однако в интерферометре длиной в километр лазерный луч скакал в разные стороны, более сотни раз отражаясь от прикрепленных к грузам зеркал. Зеркала требовались идеально гладкие и идеально ровные. При этом ожидавшееся отклонение было крошечным. Вспышка гравитационных волн, рождающаяся при слиянии двойной системы, привела бы к отклонению в долю ширины протона.

Построить полнофункциональные интерферометры, которые могли бы достоверно регистрировать приходящие из космоса гравитационные волны, было практически невозможно. Лазерный луч должен был проходить километры, не отклоняясь даже на ширину атома. Оборудование следовало как бы подвесить в воздухе, защитив от всех повседневных шумов, снабдив совершенными зеркалами и ультрасовременными средствами обработки сигналов, способными выделять даже неуловимые отклонения. При этом нужно было экранировать всю систему от приливов, способных сместить грузы на долю миллиметра, грохота грузовиков на дорогах и вибраций электросети.

Требовалась идеальная во всех отношениях и очень большая система. Размер и стоимость интерферометров, пригодных для исследований гравитационных волн, ограничивали возможность их создания. В Европе объединенными силами Великобритании и Германии был построен гравитационный телескоп с длиной канала 600 метров. Расположенный в немецком городе Зарштедте, он получил имя GEO600. Намного больший аппарат, названный Virgo в честь включающего в себя тысячи галактик скопления Девы, с плечами длиной 3 километра был задуман французами и итальянцами и построен в итальянском городе Кашина. В Японии создали небольшой гравитационный детектор ТАМА с плечами длиной 300 метров.

Образцовым представителем инструментария для интерферометрии гравитационных волн должна была стать лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория (Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory, LIGO). Изначально проект был предложен двумя экспериментаторами — Райнером Вайсом из Массачусетского технологического института и Рональдом Дривером из Калтеха — и теоретиком Кипом Торном. Задуманная в начале 1970-х, обсерватория LIGO имеет сложную историю.

Здесь должен был находиться, без сомнения, самый большой из интерферометров. На самом деле это было даже два интерферометра, один из которых должен был находиться в Хэнфорде, штат Вашингтон, а второй в Ливингстоне, штат Луизиана. Такое расстояние между аппаратурой позволяло исключить результаты, обусловленные локальными шумами, землетрясениями и дорожным движением. Объединив усилия с еще одним детектором, например GEO600, можно было определить направление источника гравитационных волн, и это была бы настоящая обсерватория, надежный телескоп. Но пока никто точно не знал, что нужно измерять и достаточно ли имеющейся чувствительности инструментов. LIGO предполагалось строить в два этапа. Во-первых, требовалось создать «опытно-экспериментальную установку», гигантский прототип, работающий так, как хотели релятивисты и экспериментаторы. На это строительство отводилось более десяти лет. Только потом можно было усовершенствовать LIGO и приступить к поиску интересных данных. Это были долгосрочные проекты, но последствия в случае, если бы LIGO действительно зарегистрировала гравитационные волны, были бы грандиозными. Мы бы совершенно по-новому взглянули на Вселенную, не используя световые волны, радиоволны или любой другой традиционный подход. Кроме того, возник бы новый взгляд на общую теорию относительности Эйнштейна, потому что хотя большинство верило в существование гравитационных волн, непосредственно их пока не наблюдали. Обнаружение гравитационных волн в обсерватории LIGO встало бы в один ряд с открытием электрона, протона и нейтрона в начале XX века. Эксперимент гарантированно получил бы Нобелевскую премию.

Однако обсерватория LIGO вызывала восторг далеко не у всех. Строительство и запуск этого проекта требовали сотен миллионов долларов, что привело бы к уменьшению финансирования остальных исследовательских проектов. Отток средств ощутили бы не только остальные экспериментаторы, занимающиеся гравитационными волнами, но и представители других областей. А назвав себя обсерваторией, проект LIGO потеснил бы астрономов. Они бы ощутили, как уменьшается финансирование их собственных исследований. В 1991 году в статье для New York Times Тони Тайсон из лаборатории Белла, занимавшийся гравитационными волнами еще в те дни, когда к ним только начал зарождаться интерес, писал: «Большая часть астрофизического сообщества полагает, что получить важную информацию из гравитационно-волнового сигнала будет крайне сложно, даже если его удастся зарегистрировать». Как сказал в интервью New York Times ведущий астрофизик Принстонского университета Иеремия Острайкер, мир «должен подождать, пока кто-нибудь не найдет более дешевого и надежного подхода к проблеме гравитационных волн». Астрофизики активно и почти неистово протестовали против LIGO. Когда в начале 1990-х астрономов попросили оценить, какие астрономические проекты должны получить приоритет у американских финансовых организаций, группа под руководством Джона Бакалла из Института перспективных исследований в Принстоне даже не включила LIGO в предоставленный список.

Американский национальный научный фонд отклонил первые два проекта LIGO и только через пять лет после подачи первого проекта одобрил, наконец, третий, с бюджетом 250 миллионов долларов — откровенно непомерной суммой для инструмента, который, скорее всего, не даст никаких осмысленных результатов и на первый взгляд технологически нереализуем. Наконец, в 1992 году после почти двадцати лет планов, проектов и мечтаний безупречный эксперимент смог начаться.

Кип Торн с коллегами уже вовсю обсуждали планы создания LIGO, когда в Южной Африке родился Франс Преториус. Он вырос в Соединенных Штатах и Канаде, а докторскую степень получил в Ванкувере в университете Британской Колумбии, постигая основы своей специальности в мозговом центре компьютерного моделирования общей теории относительности. Он получил аспирантскую стипендию в Калифорнийском технологическом институте, вотчине Кипа Торна, где ему позволяли заниматься, чем он хочет. Преториус решил по-своему взяться за проблему слияния черных дыр. В отличие от больших групп программистов, корпящих над неразрешимой проблемой моделирования сближения по спирали, вспышки и распада, Преториус работал в одиночку, «вне поля видимости», по его собственному выражению, не участвуя ни в одном крупном совместном проекте. Он тщательно проанализировал все неудачные попытки, предпринимавшиеся в предыдущие годы, и вынес из них несколько перспективных идей. На их основе он решил написать с нуля собственную программу. Преториус инстинктивно чувствовал, что будет, а что не будет работать. В его программе уравнения Эйнштейна приобрели более простой вид, практически напоминая эти уравнения для электромагнетизма. А электромагнитные волны легко обсчитывались и распознавались.

Затем программа была запущена. Процесс растянулся на семь месяцев, и этот период Преториус называет «настоящим мучением». Но, к своему удивлению и восторгу, он смог запустить программу, и с этого момента черные дыры начали движение по своим орбитам, пока не столкнулись, испустив вспышку волн и превратившись в одну быстро вращающуюся черную дыру. В результате было получено точное и четкое описание гравитационных волн, которого все так долго ждали. Преториус смог решить уравнения Эйнштейна при помощи компьютера. Он воспользовался множеством идей, выдвигавшихся в предшествующие годы, но именно его свежий взгляд на проблему смог нужным образом совместить их друг с другом.

Свои результаты Преториус анонсировал на конференции 2005 года в городе Банф, провинция Альберта. Орех уравнений Эйнштейна удалось, наконец, разгрызть и смоделировать поведение двух черных дыр, вращающихся вокруг общего центра и вытягивающих друг из друга энергию в неумолимой тяге к объединению, чтобы породить в итоге шквал гравитационных волн, постепенно исчезающий со временем. «Возник немалый ажиотаж, — вспоминает Преториус, — людям настолько интересно было узнать подробности, что после доклада был организован отдельный семинар для ответов на вопросы». Через полгода еще две группы объявили, что смогли решить задачу, рассмотрев эволюцию двойных черных дыр с другой стороны. Как и Преториус, они проследили весь жизненный цикл этих объектов. Казалось, что открытие Преториуса сняло психологический блок с других рабочих групп, и возник поток результатов, подтверждающих его вычисления.

Возникло ощутимое чувство эйфории и облегчения. Наконец-то появилась возможность описать форму неуловимых сигналов. Наблюдатели поняли, как извлекать призрачные сигналы из многочисленных помех, регистрируемых интерферометрами.

К концу своей жизни Джозеф Вебер озлобился. Его раздражали любые разговоры о гравитационных волнах. На немногочисленных конференциях и семинарах, в которых он участвовал, на публику выливался десятилетиями сдерживаемый им гнев. Он приходил в ярость от любых вопросов. Он увидел гравитационное излучение раньше кого бы то ни было, и этого у него никто не мог отнять. Один из его первых сторонников, Фримен Дайсон, написал стареющему Веберу письмо, оставшееся без ответа. Вот что он писал: «Великий человек не боится признать, что он ошибался и осознал свою ошибку. Я знаю, что вы — цельная натура. И у вас достаточно сил, чтобы признать свою неправоту. Если вы сделаете это, ваши враги обрадуются, но еще больше обрадуются ваши друзья. Вы восстановите свою репутацию ученого».

Ничего подобного Вебер не сделал. Наоборот, он стал противодействовать исследованиям гравитационных волн, активно выступая против проекта LIGO. Его ранние многочисленные появления на страницах печатных изданий создали вокруг него ореол эксперта по гравитационным волнам. И власти порой к нему прислушивались. В начале 1990-х, когда была предпринята третья отчаянная попытка поиска средств для проекта LIGO, Вебер отправил в Конгресс письмо, в котором утверждалось, что финансирование настолько дорогостоящего эксперимента будет напрасной тратой денег. Его детекторы прекрасно регистрировали гравитационные волны и обошлись в менее чем миллион долларов. Поэтому не было нужды тратить сотни миллионов. Однако его гневные речи ни на что не повлияли; на протяжении своей карьеры Вебер сделал столько абсурдных заявлений, что, как вспоминает Бернард Шутц, «к моменту, когда он начал выступать против LIGO, никто не хотел иметь его в числе своих сторонников». Почувствовав, что его игнорируют, Вебер пошел еще дальше. Он стал врагом области знаний, которую сам создал.

Вебер умер в 2000 году, еще до того, как проект LIGO начал свою деятельность. Для запуска идеально отлаженного инструмента потребовались десятилетия самоотверженной работы. За эти годы одна задержка сменяла другую. В 1980-х и в 1990-х Кип Торн заключил ряд пари с коллегами, утверждая, что гравитационные волны будут обнаружены еще до начала нового тысячелетия, и все их проиграл. Даже в начале XXI века проект LIGO сталкивался с непредвиденными проблемами, влияющими на работу детекторов, начиная от лесорубов с их циркулярными пилами в лесу Луизианы и заканчивая мистическими шумами в ядерных реакторах в Хэнфорде. Однако когда в 2002 году аппаратуру, наконец, включили, была достигнута та чувствительность, за которую все боролись. Это была первая часть эксперимента, изложенная в плане начала 1990-х. Детекторы могли улавливать перемещения менее чем на ширину протона, как и предусматривалось десятью годами ранее. Более того, команда LIGO объявила, что чувствительность инструмента даже выше, чем было предсказано. Это был оглушительный успех даже несмотря на то, что приборы пока ничего не зафиксировали. Как и предполагалось, в первом воплощении аппаратура не обладала чувствительностью, необходимой для регистрации гравитационных волн, но показывала, в какую сторону нужно двигаться. Теперь рабочая группа может работать над совершенствованием инструментария, пока он не увидит предсказанную Эйнштейном рябь пространства-времени.

Но это долгая история. В отличие от результатов Вебера, появившихся сразу после включения его детекторов, проекту LIGO потребуется работа тысяч технических специалистов в течение многих десятилетий, прежде чем распознавание гравитационных волн станет реальностью. Основателям проекта — Рону Древеру, Кипу Торну и Райнеру Вайсу — уже много лет, и возможно, в этот момент их уже не будет с нами. Может оказаться, что они посвятили жизнь делу, результатов которого так и не увидят. Тем не менее существует непоколебимая уверенность в реальности гравитационных волн; их предсказала теория Эйнштейна, о них свидетельствует, пусть косвенно, медленное, но неуклонное уменьшение орбиты пульсаров. Наблюдение гравитационных волн — не более чем вопрос времени. После этого исследования в области знаний, начало которой положил шумный успех Вебера, закончатся тихим шелестом пространства-времени, проходящего сквозь нашу планету.

Глава 11.

Темная Вселенная

В 1996 году в Принстоне на конференции «Critical Dialogues in Cosmology» звезды космологии попарно дискутировали о состоянии Вселенной. Организаторы выбрали для обсуждения ряд спорных открытых вопросов и пригласили собравшихся вступить в полемику. Пары докладчиков — ведущих астрономов, физиков и математиков, — выходя на сцену, отказывались от принятого на конференциях протокола. Они бросались в бой, пытаясь в пух и прах разбить аргументы оппонента. Это был странный, но увлекательный способ обсуждения научных вопросов.

Военные действия открыл Мартин Рис, человек, ставший одним из мастодонтов релятивистской астрофизики благодаря огромному вкладу в теорию черных дыр и Большого взрыва. Он утверждал, что космология является «фундаментальной наукой» и «одной из величайших наук об окружающей среде». Она обеспечивает максимальную применимость красивых математических и физических теорий, разработанных в XX веке Эйнштейном, Дираком и другими учеными. Более того, ей приходится иметь дело с множеством эмпирических данных о галактиках, квазарах и звездах, в попытках объяснить, каким образом эти на первый взгляд крайне запутанные механизмы складываются в одну большую картину Вселенной. Рис доказывал, что при всей своей сложности, противоречивости и незавершенности задачи космологии имеют первостепенное значение.

Картина Вселенной, которую рисовала космология на момент Принстонской конференции, была очень странной. Казалось, что мы понимаем намного меньше, чем мы думали. Большая часть Вселенной состояла, по-видимому, из экзотической материи, которую никто и никогда не видел в лабораториях. Непонятные «темная материя» и «темная энергия» влияли на пространство-время, почему-то оставаясь неуловимыми и нераспознаваемыми. Аргументы в пользу темной Вселенной появились в один прекрасный полдень при обсуждении крупномасштабной структуры. В космологии именно эта тема привлекла меня в первую очередь.

Глядя на Вселенную, мы видим замысловатую световую мозаику из галактик, собирающихся в скопления, нити и стены, оставляя в промежутках большие пустые области. Богатый, полный информации и крайне сложный объект. Откуда берется крупномасштабная структура Вселенной? Для участников конференции это был самый актуальный вопрос, так как ответ на него пока еще никто не искал. Поэтому организаторы посвятили данной теме все утро. Долговязый астроном из Принстона Дж. Ричард Готт, растягивая слова, как это было принято у южан, защищал здравый смысл. На первый взгляд Вселенная выглядит очень пустой, поэтому Готт предположил, что она практически лишена материи, которая медленно эволюционирует в галактические нити и скопления, заполняющие наше небо. Другой молодой и энергичный астроном из Принстона, Дэвид Спергел, предположил, что Вселенная не пуста, а заполнена невидимой темной формой материи. Такая материя должна состоять из фундаментальных частиц, не учтенных в стандартной модели и пока не наблюдавшихся ни в одном эксперименте. Но самое необычное предположение выдвинул последний докладчик, остроумный космолог-теоретик из Чикаго Майкл Тернер. Почему не предположить, что Вселенная пронизана энергией с ненулевой космологической постоянной? Во Вселенной Тернера около двух третей материи должно учитываться при помощи космологической постоянной, которую так решительно отвергли семьдесят лет назад. Собравшихся это предложение не впечатлило. Космологическая константа считалась самым большим промахом Эйнштейна.

В гладиаторских боях между моделями Вселенных председательствовал Филипп Джеймс (Джим) Пиблс, научный профессор из Принстонского университета имени Альберта Эйнштейна. Высокий, стройный мужчина с лицом, как будто списанным с портретов Модильяни, Пиблс был джентльменом до мозга костей и вежливо выступал в роли арбитра. Тщательно следя за тем, чтобы дискуссия оставалась в рамках заданной тематики, он иногда с почти детской радостью хихикал над летящими с обеих сторон насмешками и комментариями. Конференция «Critical Dialogues» отчасти была организована как празднование его шестидесятилетнего юбилея. Вполне уместный подарок. Ведь три предыдущих десятилетия Пиблс был основным творцом теории крупномасштабной Вселенной, которая легла в основу современной космологии.

В начале 1970-х Джим Пиблс опубликовал небольшую книгу под названием «Физическая космология» — краткое изложение лекций, которые он читал аспирантам в Принстоне в 1969 году. На них присутствовал Джон Уиллер, писал конспекты и, если верить Пиблсу, практически вынудил его опубликовать лекции. Во введении Пиблс кратко упоминает космологическую константу, говоря, что «постоянная Л [греческая заглавная буква «лямбда», которая является математическим обозначением космологической константы] в конспектах встречается редко». С точки зрения Пиблса, она представляла собой ненужное усложнение, «маленький некрасивый секрет» космологии. Все знали, что математически эта константа допустима, но так как она делала физику слишком странной и трудной, ее предпочитали не замечать. И вот теперь, четверть века спустя, вопреки неодобрению большинства коллег Пиблса, космологическую константу пытались вернуть назад. И делали это чрезвычайно настойчиво.

Когда в 1958 году только что получивший диплом инженера в университете Манитобы Джим Пиблс прибыл в Принстон, он обнаружил, что Джон Уиллер со своей группой работает над проблемой черных дыр и конечного состояния. В Принстоне Уиллер был не единственным приверженцем общей теории относительности; там же работал Роберт Дикке. Дикке, как и Уиллер, в середине 1950-х понял, в каком отчаянном положении находилась теория Эйнштейна. Практически никто не ставил экспериментов для ее проверки. Он создал в Принстоне собственную группу, в которой общая теория относительности обсуждалась и, что куда важнее, измерялась и тестировалась. «Довольно быстро моя профессиональная жизнь стала вращаться вокруг Боба, и я начал заниматься восхитительными вещами», — говорит Пиблс. Он присоединился к группе Дикке еще в аспирантуре и после ее завершения сконцентрировался на экспериментах в области гравитационной физики. В Принстоне он провел следующие пятьдесят лет своей жизни.

В 1960-е, по воспоминаниям Пиблса, космология все еще была «скромной дисциплиной, — дисциплиной, продвижением которой занимались два или три человека». Он считал, что «дисциплина, продвигаемая двумя-тремя учеными, находится в бедственном положении». Мало кто активно работал в этой области, исследований практически не проводилось. Пиблса такая ситуация более чем устраивала. Она давала возможность не спеша заняться решением захвативших его воображение проблем, двигаясь в собственном темпе. После получения докторской степени по квантовой физике Пиблс посвятил себя развитию космологии. Начал он с объекта, который коллеги по Принстону называли «первичным огненным шаром», пытаясь понять, что происходило с атомами и ядрами на ранней стадии развития Вселенной, когда она была горячей и плотной. Он работал как настоящий мастер: закрылся в кабинете и покрывал страницу за страницей уравнениями, медленно продвигаясь в вычислениях вперед и совершенствуя свой подход.

Руководитель Пиблса имел другой взгляд на вещи. Как вспоминает Пиблс: «Для него физика, без всякого сомнения, была теорией, но теорией, которая в ближайшем будущем должна быть проверена экспериментально», поэтому Дикке заставил свою группу искать оставшееся от первичного огненного шара реликтовое излучение. Они разработали новый вид детектора, при помощи которого можно было сканировать небо с крыш зданий, но излучения не обнаружили. В один из вторников в конце 1964 года Дикке сидел со своей группой в офисе, проводя еженедельное собрание, и вдруг зазвонил телефон. После короткого разговора, положив трубку, Дикке сказал: «Нас обскакали». Ему звонил Арно Пензиас, чтобы сообщить, что вместе с Робертом Вильсоном из лабораторий Белла они, похоже, обнаружили признак реликтового излучения. За месяцы работы группа Дикке подтвердила результат, полученный в лабораториях Белла, но было слишком поздно: Нобелевская премия досталась Пензиасу и Вильсону.

С точки зрения Пиблса, с рисуемой учебниками физики в 1960-х годах картиной космоса было что-то не так. В то время обсуждались две совершенно разные темы. С одной стороны, история и эволюция Вселенной, рассказанная Фридманом и Леметром. Они объясняли, как менялись пространство, время и материя в самом крупном из возможных масштабов. На другой чаше весов находились объекты интереса астрономов — галактики и галактические скопления. Эти галактики были частью Вселенной, но их наличие казалось почти несущественным и не связанным с фундаментальным расширением и структурой Вселенной. Они напоминали яркие цветные световые завитушки, нарисованные на пространстве-времени. Разумеется, галактики давали много информации о Вселенной, например о скорости ее расширения или о количестве содержащейся в ней материи. Но глядя на небо, Пиблс ощущал, что галактикам следует отвести больше места, — он был убежден, что они должны играть ключевую роль в эволюции и крупномасштабной структуре Вселенной, с этим же должно быть связно и их происхождение. Галактики, все эти великолепные пятна света, газ и звезды, задним числом брошенные в пространство-время, не могли появиться из ничего. Значит, галактики должны были играть некую роль в общей теории относительности Эйнштейна. Вопрос был в том, какую. Для Пиблса это была идеальная задача: сложная открытая проблема, которой практически никто не хотел заниматься.

Роль гравитации в формировании отдельных галактик очевидна. Совокупность материи сжимается под действием собственной силы тяжести. Если материи достаточно много, ее кинетической энергии хватает на то, чтобы остановить сжатие в определенной точке, в которой итоговый конгломерат превращается в управляемую собственной силой тяжести галактику. Намного менее понятной для Пиблса была связь гравитационных эффектов при формировании отдельной галактики с ролью гравитации при расширении Вселенной. На эту связь указывал аббат Леметр. Задумывался о механизме формирования галактик в расширяющейся Вселенной и русский теоретик Георгий Гамов. Но ни один из них не смог подтвердить свои гипотезы соответствующими вычислениями. В 1946 году один из учеников Ландау, Евгений Лившиц, взял уравнения Эйнштейна и попытался связать происходящее в масштабе Вселенной с происходящим в намного меньшем масштабе отдельных галактик. Его результат дал представление о том, каким образом могла бы возникать крупномасштабная структура Вселенной: небольшая рябь в пространстве-времени начинает развиваться и расти в соответствии с его уравнениями, и в областях высокой кривизны формируются и группируются галактики, образуя крупные структуры, которые мы можем наблюдать в наши дни.

Работая над поведением атомов и света в изначальной Вселенной, Пиблс понял, что новые данные способны объяснить механизм формирования галактик после Большого взрыва. Приблизительно оценив возраст Вселенной, плотность атомов и температуру реликтового излучения, Пиблс обнаружил, что масса сколлапсировавших структур, таких как Млечный Путь, могла бы составлять от миллиарда до сотен тысяч миллиардов масс Солнца. Как ранее предположил Гамов, Вселенная на ранних стадиях развития казалась идеальным для возникновения галактик местом.

В своих попытках детально понять процесс формирования галактик Пиблс был не одинок. Аспирант из Гарварда Джозеф Силк утверждал, что коллапсирующие сгустки, в конечном счете сформировавшие галактики, должны были оставить свой след в первичном огненном шаре — слабую мешанину горячих и холодных областей в недавно открытом Пензиасом и Вильсоном реликтовом излучении. Результатам Силка вторили Райнер Сакс и его студент Артур Вольфе в Остине, обнаружившие, что даже в самом большом масштабе на реликтовое излучение будет влиять гравитационное сжатие всей материи во Вселенной. К аналогичному заключению пришла и группа Якова Зельдовича в Советском Союзе. Они показали, что по пульсациям реликтового излучения, сохранившегося с момента, когда возраст Вселенной насчитывал всего несколько сотен тысяч лет, можно смоделировать первые мгновения, приведшие к формированию галактик. Такими вот разными и несогласованными путями физическая космология Гамова и Пиблса начала приносить свои первые плоды.

Пиблс хотел объяснить расширение Вселенной — горячее начало, первичный огненный шар, атомы, гравитационный коллапс — в терминах базового учебника физики, скомбинировав общую теорию относительности с термодинамикой и законами распространения света. Вместе с Джер Ю, своим аспирантом из Гонконга, он написал полный набор уравнений, позволяющих проследить за эволюцией Вселенной от первых моментов после Большого взрыва до наших дней. Вселенная Пиблса начиналась с однородного горячего состояния, в котором практически отсутствовали импульсы, возмущающие изначальную смесь газа и света. Но по мере своего развития эти возмущения наталкивались на давление со стороны беспорядочной липкой плазмы, состоящей из свободных электронов и протонов. Вселенная шла волнами, как поверхность пруда, пока электроны и протоны не объединились друг с другом, сформировав водород и гелий. После этого наступила следующая стадия: атомы и молекулы стали собираться в группы, сжимаясь под действием силы тяжести, образуя рассеянные по пространству-времени крупицы массы и света. Это были возникшие после Большого взрыва галактики и галактические скопления.

В модели Пиблса и Ю способ распределения галактик по пространству-времени, определяющий крупномасштабную структуру Вселенной, несет на себе отпечаток горячего начала Вселенной. Оставшееся от Большого взрыва реликтовое излучение, температура которого, согласно измерениям Пензиаса и Вильсона, равна всего 3° кельвина, должно нести отголосок небольших импульсов, ставших причиной формирования галактик. Решая уравнения Вселенной как согласованное единое целое, Пиблс и Ю нашли новый мощный способ изучения общей теории относительности Эйнштейна: наблюдать, как галактики распределяются в пространстве, образуя крупномасштабную структуру Вселенной, и использовать эту информацию для построения модели начала и развития пространства-времени.

Это была яркая, захватывающая интерпретация, но результаты Пиблса и Ю встретили молчанием. «На нашу статью никто не обратил внимания», — вспоминает Пиблс. Объединив различные области физики, Пиблс и Ю забрели туда, где еще никто не был. Их работу нельзя было однозначно отнести к астрономии, общей теории относительности или фундаментальной физике. С точки зрения Пиблса, отсутствие реакции было в порядке вещей. Он продолжал работать над теорией Вселенной, периодически привлекая к своим странным изысканиям какого-нибудь студента или молодого коллегу, но по большей части проводя свои вычисления самостоятельно.

Когда Пиблс занялся моделью Вселенной, ему потребовались экспериментальные данные, чтобы понять, в верном ли направлении он двигается. В начале 1950-х работающий в Техасе французский астроном Жерар де Вокулер, просматривая заслуживающий внимания каталог Шепли-Эймса, включающий в себя свыше тысячи галактик, обнаружил растянутый по небу «поток галактик», превышающий любое скопление и больше напоминающий «сверхскопление», или «сверхгалактику». Эту работу принимали не очень хорошо. Астроном из Калтеха Вальтер Бааде пренебрежительно отзывался о результатах Вокулера, сказав: «Доказательств существования сверхгалактик нет», так же как и Фриц Цвики, который попросту заявил: «Сверхгалактик не бывает». Скептически отнесся к данным Вокулера и Пиблс, но как вспоминает один из его студентов, он придерживался взглядов своего учителя Боба Дикке, гласивших, что «хорошее наблюдение стоит больше еще одной посредственной теории». Поэтому вместе со своими протеже он решил самостоятельно нанести на карту крупномасштабные структуры. А когда молодые исследователи из Гарварда Марк Дэвис и Джон Хукра и в самом деле обнаружили в создаваемых ими более четких обзорах галактик плотные вкрапления, Пиблс был «ошарашен». Как он признавался: «Я написал ряд ядовитых статей с примерами из прошлого, демонстрирующими, как астрономов вводила в заблуждение тенденция… находить в шумах регулярные структуры. Было ясно, что требовалось понять механизм формирования структур». Со временем он обнаружил, что галактики и в самом деле упорядочены в огромную мозаику из стен, нитей и скоплений. Впоследствии это явление назвали ячеистой структурой. Предсказанная в компьютерной модели Пиблса крупномасштабная структура стала проявляться в реальном мире.

В 1979 году Стивен Хокинг в соавторстве с южноафриканским релятивистом Вернером Израэлем пишет работу «Общая теория относительности: обзор к столетию Эйнштейна». В ней они объединили главные космологические исследования, черные дыры и квантовую гравитацию. Свой вклад в виде эссе «Космология большого взрыва — загадки и панацея» внесли Боб Дикке и Джим Пиблс. Эссе было коротким. На нескольких страницах Дикке и Пиблс рассказали, какие фундаментальные проблемы, на их взгляд, присутствуют в удивительно успешной теории.

Что же было не так? Для начала Вселенная казалась слишком однородной. В прошлом предпринимались попытки объяснить этот факт, но Дикке и Пиблс не нашли ни одного объяснения, которое бы их удовлетворило. Более того. Почему геометрия пространства в отличие от геометрии пространства-времени выглядит так просто? Казалось, что пространство не искривляется и к нему применимы правила изучаемой в школах геометрии Евклида. Все выглядело так, как будто во всех случаях соблюдались правила о параллельных прямых, которые никогда не пересекаются, и сумме углов треугольника, составляющих 180 градусов. Общая теория относительности допускает Вселенную без пространственной кривизны, но это частный случай. Уравнения Эйнштейна предсказывают, что в процессе эволюции кривизна Вселенной должна быстро увеличиваться. Поэтому если современная Вселенная почти лишена кривизны, значит, в прошлом кривизна была еще меньше. Вселенная, в которой мы живем, выглядит совершенно неправдоподобно. В конце концов, откуда-то должны были появиться заполнившие небо галактики и сформированные из них структуры. В момент Большого взрыва тенденция Вселенной к расширению должна была оказаться достаточной для компенсации силы тяжести и предотвращения коллапса пространства-времени, но вряд ли этого хватило бы, чтобы пространство-время разлетелось в пустом вакууме. Смысл статьи сводился к простому вопросу: что произошло в самом начале?

За материалом Дикке и Пиблса следовала короткая статья Якова Зельдовича. В ней он размышлял о ранней Вселенной, повторяя рассуждения, впервые изложенные аббатом Леметром при рассмотрении первичного атома. Горячая стадия сопровождалась множеством интересных явлений, которые могли оказать влияние на эволюцию Вселенной и сказаться на ее современном состоянии. Прояснить эти явления Зельдович призывал сообщество ученых и релятивистов, занимающихся физикой элементарных частиц.

Статьи Дикке, Пиблса и Зельдовича оказались пророческими. Всего через год простое предположение об эволюции ранней Вселенной перевернет космологию с ног на голову.

В общем виде идея носилась в воздухе, но именно Алан Гут, научный сотрудник Стэнфордского центра линейного ускорителя, выдвинул идею космической инфляции. Гут понял, что в соответствии с некоторыми крупными обобщенными теориями — теориями, пытающимися объединить электромагнитное, слабое и сильное взаимодействия в одну всеобъемлющую силу, — Вселенная могла застрять в состоянии, когда одно из полей становится необычайно сильным и начинает доминировать над всем остальным. В этом состоянии Вселенная будет вынуждена быстро расшириться. Несмотря на ошибочность исходной идеи Гута — у Вселенной, застрявшей в подобном состоянии, нет способов из него выйти, — ученые быстро начали предлагать другие гипотезы инфляционного расширения. Идея инфляции Вселенной открыла перед космологами новую дорогу, показав в прошлом Вселенной период, который следовало изучить. Появилась теория, точно предсказавшая, какой должна была быть Вселенная в начале формирования ее структур. И казалось, она решила вопрос, поднятый Дикке и Пиблсом. В первую очередь теория инфляции дает толчок к пониманию механизма мгновенной потери кривизны. Представьте, что у вас в руках воздушный шар, который вы при помощи помпы можете быстро и практически мгновенно надуть до размеров Земли. После этого расположенный перед вашим носом фрагмент шара с вашей точки зрения будет казаться совершенно плоским. Аналогичным образом Вселенную к крайне однородному и примитивному состоянию ведет инфляция. Любые крупные фрагменты массы и естественным образом разнообразящие ландшафт пространства-времени пустоты будут разбросаны на расстояния, недоступные нашему наблюдению. А еще инфляция показывает, каким способом мог быть дан толчок росту структуры в ранней Вселенной. В период интенсивной инфляции микроскопические квантовые флуктуации в ткани пространства-времени могли растянуться и оставить свой отпечаток в большем масштабе.

Теория инфляции, как лаконично выразились астрофизики в Чикаго, установила связь между «внутренним и внешним космосом». Внутреннее пространство представляет собой мир квантов и фундаментальных взаимодействий, в то время как внешнее пространство охватывает космос, в котором вступает в свои права общая теория относительности. В результате у программы исследований, которую в предыдущие десятилетия разрабатывал Пиблс вместе с Зельдовичем, Силком и остальными, появилась новая цель: крупномасштабная структура Вселенной; распределение галактик и реликтовое излучение должны были дать ключ к разгадке связи внешнего и внутреннего космоса. Люди начали обращать внимание на внешний мир.

В 1982 году Пиблс попытался построить новую Вселенную. Старая модель, разработанная с Джер Ю и состоявшая из атомов и излучения, перестала его устраивать. Он сравнил предсказания этой модели с нанесенными на карту неба галактиками и обнаружил расхождения. Реальность не укладывалась в рамки его элегантных вычислений. Более того, за предыдущее десятилетие сами галактики приобрели более сложный вид. Происходящие внутри них процессы давали странную картину.

Американский астроном Вера Рубин обнаружила, что галактики вращаются слишком быстро, напоминая удерживаемый какой-то мистической силой фейерверк «огненное колесо». Рубин направила свой телескоп на галактику Андромеда — водоворот звезд и газа, вращающийся со скоростью сотни километров в секунду. По крайней мере, такое ощущение возникало при наблюдении через телескоп. Больше всего света оказалось в центре, где сконцентрированы все звезды, поэтому Рубин ожидала, что источником гравитационного притяжения, благодаря которому галактика сохраняет свою форму, является ее сердцевина. Однако наблюдение за удаленными от центра звездами показало, что они движутся чрезмерно быстро. Более того, звезды перемещались так стремительно, что Рубин не могла понять, каким образом гравитационному притяжению центра галактики удается их обуздать. Это все равно как если бы Земля внезапно удвоила или утроила скорость своего вращения вокруг Солнца. Солнце должно было каким-то образом увеличить свое гравитационное притяжение, в противном случае Земля сорвалась бы с орбиты и улетела в пространство. Внешние звезды на своих орбитах удерживала какая-то другая сила, большая и невидимая.

Аналогичное явление в 30-х годах наблюдал Фриц Цвикки, но на его наблюдения почти сорок лет никто не обращал внимания. Цвикки подсчитал галактики в скоплении Волосы Вероники и оценил общую массу наблюдаемых объектов. Измеренная скорость движения галактик внутри скопления оказалась слишком большой. Как он писал в статье, опубликованной в Швейцарии в 1937 году: «Плотность светящейся материи в скоплении Волосы Вероники должна быть мизерной по сравнению с плотностью какого-то вида темной материи».

У Джима Пиблса с галактиками возникли собственные проблемы. Со своим молодым коллегой из Принстона Джерри Острайкером он решил построить для сформировавшихся галактик простые компьютерные модели, представив их в виде набора частиц, притягивающихся друг к другу через гравитационное взаимодействие и вращающихся по спирали. Как только к модели добавлялось вращение, галактики распадались. В центре формировалась капля, которая растягивалась и разрывала галактику на части. Острайкер и Пиблс пытались стабилизировать модель, погрузив вращающиеся частицы в шар скрытой массы. Этот шар — они называли его гало — помогал силе тяжести удерживать галактику от разбегания. Гало должно было быть темным (то есть невидимым), а значит, недоступным для обнаружения при помощи телескопов. Как ни парадоксально, но модель показала, что темной материи должно быть намного больше, чем видимых нами в звездах атомов. В конце 1970-х Сандра Фабер, работающая в Санта-Крузе, штат Калифорния, вместе с Джеем Галлахером из Иллинойса написали обзор странных открытий, которые астрономы сделали путем наблюдений, а Пиблс и его коллеги — путем компьютерного моделирования. Они заключили, что «открытие темной материи выдержит испытание временем как один из основных итогов современной астрономии».

В 1982 году Пиблс начал строить новую модель Вселенной, решив включить в нее атомы и темную материю. Собственно, он предположил, что почти вся Вселенная была получена из этой таинственной формы материи, состоящей из тяжелых частиц, которые мы не в состоянии увидеть, так как они не взаимодействуют со светом. Простая модель холодной темной материи, предложенная Пиблсом, позволила ему предсказать, как будет выглядеть распределение галактик и насколько большими должны быть возмущения реликтового излучения. Данный подход мог оказаться знаковым для развития космологии, но как вспоминает Пиблс: «Я не воспринимал его всерьез. Я записал решение просто потому, что оно оказалось простым и совпадало с данными наблюдений».

Хотя Пиблс не касался недавно предложенной концепции инфляции, его новая модель была полностью в духе времени. В ней нашли свое воплощение массивные частицы, появившиеся в результате попыток фундаментальной физики соединить внутренний и внешний космос. Модель холодной темной материи (Cold Dark Matter, CDM) приняло множество астрономов и физиков, занимавшихся выяснением подробностей формирования галактик. Марк Дэвис из Беркли объединился с двумя британскими астрономами, Джорджем Эфстатиу и Симоном Уайтом, а также с мексиканским астрономом, Карлосом Фрэнком, для создания компьютерной модели формирования отдельных галактик и галактических скоплений в виртуальных вселенных. В своих построениях «банда четырех», как их позднее прозвали, отслеживала взаимодействие сотен тысяч частиц, соединяющихся друг с другом и формирующих крупномасштабную структуру Вселенной.

Несмотря на популярность и общепризнанность модели CDM, слишком многое в ней выглядело некорректно. В модели Пиблса возраст Вселенной составлял всего 7 миллиардов лет. Астрономы обнаружили в галактиках плотные участки звезд, известные как шаровые скопления. Эти яркие конгломераты света были наполнены старыми звездами, сформировавшимися на ранних этапах развития Вселенной, когда она была наполнена преимущественно водородом и гелием. Возраст шаровых скоплений насчитывал по меньшей мере 10 миллиардов лет. И это еще не все. Если постулировать, что Вселенная в основном состоит из темной материи, ее пропорция по отношению к атомам составит примерно 25:1. При этом, несмотря на все свои старания, астрономы не смогли обнаружить следы этой темной материи. По скорости вращения галактик или по температуре наблюдаемых скоплений можно оценить силу гравитации (чем горячее галактика, тем выше должно быть гравитационное притяжение) и количество темной материи, необходимой для создания притяжения такой силы. И по расчетам, соотношение темной материи к атомам выходило равным примерно 6:1. Конечно, методы оценки веса темной материи были примитивными и ненадежными, но разница оказалась слишком большой, чтобы ее можно было объяснить погрешностью вычислений. Практически сразу после создания модели CDM Пиблз от нее отказался и принялся за поиск альтернатив. «В восьмидесятые и в начале девяностых было много разных идей», — вспоминает он.

Не лучше шли дела и у «банды четырех». Они создавали компьютерные модели виртуальных вселенных и сравнивали их с реальной Вселенной, ища сходство. Но сходства не было. Прежде всего, в большом масштабе реальная Вселенная имела более структурированный и сложный вид. В модели CDM галактики на малых масштабах сгруппированы плотнее, а при попытке отодвинуться и увидеть большой фрагмент общей картины сглаживание происходило намного быстрее, чем в реальности. Некоторая подгонка результатов позволяла решить часть проблем виртуальной Вселенной, но правда состояла в том, что простая модель Пиблса оказалась не совсем рабочей.

Впрочем, большинство астрономов и физиков приняло модель CDM, невзирая на несовпадения с результатами наблюдений. Концептуально она была простой и хорошо вписывалась в идею инфляции и свидетельства присутствия в галактиках темной материи. Сторонники модели искали способы ее доработки и устранения недостатков. Один из способов требовал восстановления космологической константы Эйнштейна. Многим это казалось немыслимым.

С 1917 года, когда Эйнштейн впервые ввел космологическую константу, доводы против нее усилились. После открытия расширяющейся Вселенной Эйнштейн быстро отказался от этого дополнительного параметра, но некоторые его коллеги продолжали за него цепляться. В свои модели Вселенной эту константу включили и Эддингтон, и аббат Леметр. Леметр даже предположил, что это не что иное, как плотность энергии вакуума. В 1967 году Зельдович показал, какой серьезной проблемой может стать космологическая константа. Он сложил энергию всех виртуальных частиц, которые могли существовать во Вселенной, и обнаружил, что итоговая плотность энергии выглядит как космологическая константа, но имеет гигантскую величину. Строго говоря, она стремится к бесконечности по тем же самым причинам, по которым бесконечным является все, что имеет отношение к квантовой гравитации, хотя путем небольших манипуляций значения можно сделать конечными. Но даже в этом случае получается огромное число, на порядки превосходящее любую энергию, когда-либо измерявшуюся в космосе.

Расчеты Зельдовича показали, что если бы существовала энергия вакуума — а значит, и космологическая константа, — она была бы слишком большой, чтобы совпасть с результатами наблюдений. Единственным вариантом сохранения этой константы оставалось предположение о существовании некоего еще не открытого физического механизма, обеспечивающего ее равенство нулю. Практикующие космологи предпочитали игнорировать космологическую константу, делая вид, что ее никогда не существовало.

Тем не менее при любой попытке разобраться с проблемами, присущими модели CDM, в качестве одного из возможных решений появлялась эта постоянная, иногда называемая лямбда-членом. В 1984 году Пиблс сам обнаружил, что для жизнеспособности модели с холодной темной материей лямбда-член должен составить около 80% от общей энергии Вселенной. Когда «банда четырех» — Дэвис, Эфстатиу, Фрэнк и Уайт — ввела в одну из своих моделей лямбда-член, разрешились многие проблемы, сопровождавшие простой сценарий холодной темной материи.

В 1990 году Джордж Эфстатиу, уже работающий в Оксфорде, опубликовал в журнале Nature статью «Космологическая константа и холодная темная материя». В ней крупномасштабная структура содержащей константу компьютерной модели сравнивалась с реальной Вселенной. На этот раз Эф-статиу использовал каталог с миллионом галактик, который они с коллегами составляли несколько лет. В начале статьи была оговорка: «Мы предполагаем, что в пространственно плоской космологии, в которой 80% критической плотности обеспечивается положительной космологической константой, можно сохранить плюсы теории CDM и ее согласованность с результатами наблюдений». Далее было показано, что такая Вселенная совпадает со всеми имеющимися эмпирическими данными. Одни из отцов-основателей инфляционной модели, Джерри Острайкер и Пол Стейнхардт, в 1995 году опубликовали в журнале Nature статью, в которой утверждали, что «существуют свидетельства в пользу Вселенной с критической плотностью энергии и большой космологической постоянной». Казалось, все указывало на лямбда-член.

Впрочем, все намеки на лямбда-член в крупномасштабной структуре Вселенной предпочитали не замечать. В 1984 году Джим Пиблс писал: «Проблема была в том, что эта версия не выглядела правдоподобной». Как отметил в заключении своей статьи Эфстатиу: «Отличная от нуля космологическая константа оказывала бы глубокое влияние на фундаментальную физику». В другой статье Джордж Блюменталь, Авишай Декель и Джоэль Примак из Калифорнийского университета утверждали, что наличие космологической константы «требует невероятной корректировки параметров теории». И в самом деле, как писали Джерри Острайкер и Пол Стейнхардт, данные наблюдений поставили перед учеными нереально сложную задачу: «Как с теоретической точки зрения объяснить отличие космологической постоянной от нуля?». Дальше замалчивать этот некрасивый маленький секрет было невозможно.

В 1996 году на конференции в Принстоне Майкл Тернер из Чикагского университета, дискутируя с Ричардом Готтом и Дэвидом Шпергелем в защиту космологической константы, столкнулся со шквалом критики. Наблюдения говорили в его пользу, но коллеги-космологи все еще воспринимали эту постоянную с неприязнью. Она считалась концептуально невозможной и эстетически непривлекательной. Наверное, даже если бы вместо введения константы он указал на божественное вмешательство, противодействие было бы не столь интенсивным. В конце дискуссии победителем была признана стандартная модель CDM, не содержащая космологической константы. Джим Пиблс зачарованно наблюдал за этим спектаклем.

К 1996 году космология претерпела преобразования, превзошедшие самые смелые ожидания Пиблса. Вместе с Яковом Зельдовичем, Джо Силком и несколькими другими учеными он был одиноким пионером, работавшим над теорией крупномасштабной структуры. Он, по сути, разработал приемы, использовавшиеся не только для теоретизирования, но и для анализа наблюдений. Теперь новое поколение теоретиков с пугающим неистовством продвигало вперед его идеи, пока астрономы занимались составлением все более точных карт Вселенной.

В новых реалиях Пиблс обнаружил, что оказался в странном положении еретика в области, к созданию которой он приложил руку. Он не одобрял горячность, с которой его коллеги признавали модель CDM, и постоянно выдвигал конкурирующие концепции. Но как говорил его учитель Боб Дикке, главным козырем являются хорошие данные. Однако как сторонников модели CDM, так и Пиблса ждала неожиданность.

В 1992 году Джордж Смут, один из руководителей программы Cosmic Background Explorer (СОВЕ) заявил: «Быть религиозным все равно что смотреть на Бога». Проект СОВЕ представлял собой спутник, предназначенный для регистрации с невиданной доселе точностью реликтового излучения, оставшегося от Большого взрыва, и фиксации изменений его яркости при наблюдении с различных точек. В своем высказывании Смут имел в виду неуловимую рябь в реликтовом излучении, небольшие нарушения структуры, о которых в течение двадцати пяти лет говорили Пиблс, Силк, Новиков и Сюняев. Ее поиск был долгим и почти бестолковым. Неоднородности долгое время оставались невидимыми, заставляя теоретиков перерабатывать прогнозы, корректируя ожидания. Но в 1992 году спутник СОВЕ при помощи набора детекторов, в основу которых легли идеи Боба Дикке, создал карту реликтового излучения, вызвав всеобщий вздох облегчения. За свою работу над проектом СОВЕ Смут получил Нобелевскую премию.

Открытие СОВЕ было только началом. Снятая им картина неоднородностей реликтового излучения оказалась размытой. Следовало получить резкое изображение ряби, потому что, как показали Пиблс, Новиков и Зельдович, излучение должно было представлять собой богатую палитру горячих и холодных областей, позволяющих понять геометрию пространства. В случае геометрии Евклида размеры областей должны были образовывать на небе угол примерно в 1 градус. А согласно общей теории относительности, измерение геометрии пространства равносильно измерению энергии во всей Вселенной. Требовались более точные эксперименты. Десятки групп по всему миру занялись разработкой инструментов, способных с большей точностью и фокусировкой измерить реликтовое излучение. Это напоминало толпу неустрашимых исследователей, рвущихся составить карты только что открытого континента. Когда, наконец, на рубеже нового тысячелетия удалось сложить полную картину, группа экспериментаторов объявила, что угловой размер горячих и холодных областей действительно составляет примерно 1 градус, а значит, геометрия пространства является плоской. Именно этот результат предсказывался инфляционной моделью и свидетельствовал в пользу крупномасштабной структуры Вселенной из модели CDM, а также в пользу космологической константы.

Последний фрагмент данных, окончательно нарушивших баланс в пользу космологической константы, был получен не благодаря любовно выстраиваемой Пиблсом теории крупномасштабной структуры, а в результате взрыва сверхновой в далекой Вселенной. Первый намек был брошен в январе 1998 года на ежегодной встрече Американского астрономического общества, когда группа астрономов и физиков с Западного побережья, известная как проект SCP (Supernova Cosmology Project), заявила, что гравитационного притяжения темной материи и атомов недостаточно, чтобы сдержать и замедлить расширение Вселенной. Фактически в рамках проекта SCP было обнаружено, что расширение Вселенной, возможно, ускоряется. Это означало одно из двух. Либо Вселенная была более пустой, чем казалось раньше, либо раздвигающая пространство космологическая константа все же существует.

Проект SCP в некоторой степени повторял действия Хаббла и Хьюмасона в 1920-х: в его рамках измерялось расстояние до удаленных объектов и их красное смещение. Но теперь наблюдатели искали не галактики, а отдельные сверхновые — звезды, взрыв которых сопровождался вспышкой света, яркостью сравнимой с целой галактикой, сжатой в точку. Это позволяло заглянуть на расстояния, которые и не снились Хабблу и Хьюмасону. Хотя по форме работа в рамках проекта SCP повторяла действия Хаббла и Хьюмасона, она больше не была уделом двух одиночек. Все операции выполнялись большими группами, находящимися на трех континентах и использующими как обычные телескопы, так и космический телескоп «Хаббл». Методы измерений усложнялись и совершенствовались в течение более чем десяти лет.

Проект High-Z Supernova Search был копией проекта SCP и дал аналогичные результаты: экспериментальное доказательство ускоряющегося расширения Вселенной, а следовательно, существования космологической константы.

Ни одна из команд не могла заставить себя объявить о своих достижениях. В январе 2008 года на собрании Американского астрономического общества в Вашингтоне презентации были крайне осторожными, практически вымученными. Истинный смысл результатов закулисно обсуждался в коридорах, но все-таки попал в газеты. На следующий день после докладов занимающихся сверхновыми групп рецензия в Washington Post гласила: «Кажется, эти открытия вдохнут новую жизнь в теорию, в которой присутствует так называемая космологическая константа». Несколько недель спустя журнал Science пошел еще дальше, опубликовав статью с заголовком «Взрывающиеся звезды указывают на вселенскую отталкивающую силу». В самой статье лидер проекта SCP Сол Перлмуттер отказался делать столь глобальные выводы, прокомментировав ситуацию просто: «Требуются дополнительные исследования».

Всего месяц спустя группа High-Z открыла карты, и тайное наконец стало явным: в полученных данных присутствует лямбда-член. Во Вселенной имеет место недостаток атомов и темной материи, Вселенная заполнена чем-то другим, заставляющим ее ускоряться. Членов группы High-Z по всему миру приглашали на телевидение, чтобы они объяснили широкой публике свои странные непостижимые результаты. Телеканал CNN анонсировал, что ученые «ошеломлены возможным ускорением Вселенной», руководитель группы High-Z Брайан Шмидт, согласно New York Times, сказал следующие слова: «Я испытал нечто среднее между изумлением и ужасом. Изумление, потому что я не ожидал подобных результатов, и ужас оттого, что большинство астрономов, скорее всего, в них не поверит. Они, как и я сам, крайне скептически настроены по отношению к неожиданностям». Группа SCP быстро поступила аналогичным образом со своими результатами, официально признав наличие лямбда-члена. За свое открытие руководители обеих групп Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисе в 2011 году получили Нобелевскую премию.

Неопределенность по поводу компонентного состава Вселенной, ее возраста, геометрии и основных составляющих существовала годы и даже десятилетия. Выдвигались различные предположения, каждое со своими плюсами и минусами, и космология как наука превратилась в вопрос эстетических предпочтений с приверженцами, выбирающими теории по личному вкусу. А в результате победила самая неприятная из всех теорий. За несколько месяцев новая модель, известная как согласованная модель, или модель «Лямбда-CDM», укрепила свои позиции. Это был коктейль из атомов, холодной темной материи и космологической константы. Это была Вселенная, на которую в течение десяти лет указывала крупномасштабная структура, но которую практически никто не был готов принять. Даже Пиблс с его нежеланием следовать за толпой был поражен тем, как сложились кусочки мозаики. И все это случилось благодаря результатам наблюдений, в точности согласно словам его учителя. Пиблсу пришлось признать: «Лучшим объяснением того, что показывают нам экспериментальные данные, является космологическая константа или что-то на нее очень похожее».

В 2000 году, прекратив преподавать в Принстоне, Джим Пиблс начал много ходить пешком и фотографировать природу. Он получал удовольствие от красоты, а порой и необычности попадавшихся ему птиц, ведь теперь у него было на это время. Отвлекшись от узоров, вычерчиваемых на небе галактиками, и способов их вращения, он пропадал в окружающей красоте рощ и лесов. Именно наблюдательность и внимание к деталям позволили ему поучаствовать в превращении космологии в точную науку. Еще один аспект общей теории относительности был доработан и получил собственную жизнь. Тихие и настойчивые попытки Пиблса, его «писанина», как он любил выражаться, перенесли проблему изучения крупномасштабной структуры Вселенной в центр физики и астрофизики. Индивидуалист по своей природе, он инициировал движение к странной модели Вселенной, которая стала общепринятой: Вселенной, в которой 96% энергии находится в некоем темном состоянии, эдакой комбинации темной материи и космологической константы. Если вспомнить, с чего он начинал почти пятьдесят лет назад, это был сюрреалистический поворот событий.

Сейчас космологическая константа общепринята. Фундаментальная проблема никуда не делась: гигантское несоответствие предсказания, сделанного Зельдовичем путем сложения энергии всех виртуальных частиц во Вселенной, и реально наблюдаемого значения. Несоответствие составляет более ста порядков. Однако если в прошлом оно мешало космологам даже думать о возможности введения космологической константы, то теперь они ее признали. Она неизбежно присутствовала в данных. В своем учебнике релятивистской астрофизики, написанном в 1967 году, Яков Зельдович и Игорь Новиков писали: «Согласно легенде, после того как джинна выпустили из бутылки, загнать его обратно можно только с большим трудом». В этой аналогии есть истина. Теперь, после общего сдвига в сторону согласованной модели, настала пора всерьез взяться за космологическую константу.

А может быть, и нет. Следующее усилие в попытке снова избавиться от космологической константы породило новый тип сущности, раздвигающей пространство. Это экзотическое новое поле, частица или вещество вело себя очень похоже на космологическую константу, но скоро все начали называть его «темной энергией». Были и до сих пор есть большие надежды на темную энергию и ее возможное применение для связывания успехов наблюдательной космологии с творческим подходом физики частиц и квантовой теории. Молодые и старые космологи в массовом порядке занялись этой темой; на одной конференции докладчик продемонстрировал слайды с более чем ста различными моделями темной энергии — свидетельство творческих способностей нового поколения космологов. Тем не менее даже введение темной энергии не решает поднятую Зельдовичем проблему — слишком большую, чтобы быть приемлемой, энергию вакуума. Здесь снова возобладало стремление сделать вид, что никакого расхождения не существует. Решение этой проблемы могло бы стать причиной революции в квантовой теории гравитации.

Подъем физической космологии в последние сорок лет изменил наш взгляд на пространство-время и Вселенную. Анализируя общую теорию относительности в самом большом масштабе и тщательно изучая крупномасштабные свойства Вселенной, Джим Пиблс и его современники открыли совершенно новое окно в реальность. Наряду с колоссальными успехами в создании карт галактик и реликтового излучения их работы подарили нам странную Вселенную, полную экзотических объектов, природа которых до сих пор практически не изучена. Это совсем не похоже на космологию 1960-х, «крайне скромную» науку, как называл ее Пиблс, всего с тремя учеными. Современная космология явила собой один из самых больших успехов общей теории относительности Эйнштейна и всей современной науки, поднимая по поводу Вселенной множество вопросов и давая на них ответы.

Глава 12.

Конец пространства-времени

Страницы: «« « 1234 » »»