Наблюдения и озарения или Как физики выявляют законы природы

В первые годы развития квантовой механики Гейзенберга-Шредингера-Борна ситуация с квантами выглядела в ней парадоксально: сами кванты как бы отсутствовали — все интересы были сосредоточены на энергиях переходов, и числа квантов, осуществляющих эти переходы, в явном виде не учитывались. Но в 1927 г. П. Дирак придумал метод разложения электромагнитных волн, входящих в уравнения, по числам частиц-фотонов, а затем Ю. Вигнер и Паскуале Йордан (1902–1980) распространили этот способ и на частицы, подчиняющиеся статистике Ферми-Дирака.

По-видимому, такой подход начинался по некоторой аналогии с акустикой (Дирак, несомненно, был хорошо знаком с классической «Теорией звука» Рэлея). Рассмотрим, для сравнения, возбуждение струны какого-нибудь музыкального инструмента: если ее оттянуть и отпустить, она начнет колебаться, но только на таких частотах, длины волн которых укладываются на ней целое число раз, т. е. эта струна квантует возбуждение, выделяет из него только определенные, резонансные частоты (основную частоту и ее обертоны). Теперь полную энергию струны можно записать как сумму выражений для каждой резонансной частоты, умноженных на ее энергию.

Перейдем к электромагнитным волнам и рассмотрим плоско-параллельный резонатор (два параллельных идеальных плоских зеркала), в который запускается электромагнитная волна. Вскоре в таком резонаторе устанавливается система стоячих волн, т. е. сохраняются те и только те волны, которые укладываются целое число раз на длине резонатора. Таким образом, и здесь происходит квантование — энергия снова может быть выражена через энергии отдельных резонансов. А во многих случаях каждая такая волна может описываться простым осциллятором — аналогом сжимаемой-разжимаемой пружинки или маятника.

Теперь осталось совершить предельный переход: если плотность энергии (энергия на единицу длину резонатора) не зависит от этой длины, то можно ведь рассматривать и бесконечный резонатор, т. е. свободное пространство, в котором остаются определенные осцилляторы, у каждого из которых своя доля энергии. Таким образом, мы сумели представить электромагнитное поле в виде набора квантов-фотонов. Ну а поскольку, согласно гипотезе де Бройля, каждой материальной частице, в том числе электрону, можно сопоставить свою волну, то аналогичным образом можно представить и материальные частицы — нужно только учесть, что, согласно принципу Паули, в каждом квантовом состоянии может находиться не более одной частицы-фермиона.

Итак, волновую функцию, знаменитую пси-функцию Шредингера, можно представить как сумму по таким вот элементарным возбуждениям-частотам. Это и есть основа метода вторичного квантования (первичное заключалось во введении постоянной Планка с указанием на то, что все энергии и частоты прямо пропорциональны друг другу).

Единство физики, возможность переноса методов, развитых для одних явлений, в совершенно иные области особенно ярко проявляется в том, что метод вторичного квантования применим не только к полям, находящимся в свободном пространстве, и к соответствующим им частицам. Формально, те же методы можно применить к частицам, находящимся в среде, причем теории эти являются существенно нерелятивистскими, что обычно несколько упрощает их построение.

Давайте рассмотрим электрон проводимости, т. е. электрон, могущий перемещаться в металле (такое рассмотрение первым провел Я. И. Френкель). Свободный электрон, как мы отмечали выше, испускает и перепоглощает виртуальные кванты, т. е. имеет определенную «шубу». Электрон в металле тоже испускает и перепоглощает виртуальные фотоны, но не так, как свободный — часть этих фотонов поглощается соседями, он в свою очередь получает кое-что от них. А это все означает, что его «шуба» устроена уже не так, как в свободном состоянии, и он не может вместе с ней выйти на волю, в пустое пространство — поэтому такой электрон естественно называть уже квазичастицей или одночастичным возбуждением. Такими же квазичастицами являются, например, нуклон в ядре, атом гелия в сверхтекучей жидкости.

Но есть и другие квазичастицы, строение которых не сводится к перестройке только шубы, и проще всего начать их рассмотрение со звуковых волн в кристалле (И. Е. Тамм). Здесь, как и в струне, возникают условия резонанса — звук ведь передается колебаниями атомов, а их частоты зависят от характеристик этих атомов и от расстояний между ними (резонатором является сама кристаллическая решетка). Поэтому естественными для кристалла являются только определенные частоты, на каждой из которых могут быть сосредоточены различные энергии, а энергия, импульс и частота будут связаны соотношениями Планка-Эйнштейна, в которых скорость света заменяется скоростью звука — такую «частицу» естественно, по аналогии с фотоном, назвать фононом (от греческого «фоне» — звук). Тогда, например, нагрев можно представить как возбуждение всех таких колебаний, но с разными амплитудами — в соответствии со статистическим распределением Больцмана и т. п.

В проводящих средах, где происходят колебания и движения зарядов, такие явления можно рассматривать как процессы, связанные с возникновением, движением и взаимодействием квазичастиц «плазмонов». Так, например, можно рассмотреть взаимодействие звуковых или тепловых волн с зарядами как взаимодействие фононов и плазмонов. Вводится и квазичастица «магнон», описывающая волны, связанные с колебаниями спинов — от их величины, упорядоченности и направленности зависят магнитные поля в средах. Дырки в кристаллах (места отсутствующих положительных ионов), которые могут «путешествовать» по нему за счет последовательного перехода в дырку соседних частиц, могут связаться с электроном и образовать так называемый экситон — еще одну квазичастицу и т. д.

Таким образом, вместо того чтобы рассматривать слабые возбуждения в среде, состоящей из огромного количества атомов, молекул, ионов, электронов, рассматривают сравнительно небольшое количество элементарных возбуждений-квазичастиц. (Такой подход, очевидно, может быть наиболее плодотворным при низких абсолютных температурах, когда возбуждения слабы, т. е. квазичастиц мало.)

Знаменитое уравнение Дирака (1928) описывало все известные свойства электрона: его волновые свойства, электрический заряд, спин, магнитный момент и релятивистскую зависимость массы от скорости. В качестве основы значительной части квантовой механики уравнение Дирака позволило с большой точностью предсказать энергетические уровни атома водорода (уровни других атомов рассчитываются с гораздо меньшей точностью).

В атоме водорода единственный электрон движется вокруг ядра по одной из серии орбит, на каждой из которых он обладает точно определяемой энергией (вообще говоря, у каждого уровня, кроме основного, существует ширина, т. е. некоторый разброс энергий, но он тоже должен быть строго определенным). Для перехода электрона на более высокую орбиту атом должен поглотить фотон, энергия которого в точности соответствует разности энергий между орбитами. А при переходе электрона на более низкую орбиту атом испускает фотон соответствующей энергии. Такие переходы порождают спектр атомарного водорода, состоящий из отдельных четких линий.

Обычно возбужденное (или высокоэнергетическое) состояние атома быстро распадается, время распада обратно пропорционально ширине уровня — атом переходит, испуская излучение, в состояние с более низкой энергией. Наиболее сильно возбужденные состояния распадаются с испусканием одного фотона примерно за одну стотысячную секунды. Но существуют и метастабильные, т. е. «почти стабильные» состояния с гораздо большим временем жизни: так, второе возбужденное состояние атома водорода «живет» примерно в 700 млн раз дольше, поскольку его распад требует испускания двух фотонов. При этом из уравнения Дирака выводилась эквивалентность двух особых уровней, один из которых метастабилен: эти уровни соответствуют различным состояниям, имеют весьма различные времена жизни, но тем не менее должны обладать точно одинаковой энергией.

Уиллис Ю. Лэмб (1913–2008) — физик-теоретик, много работал по микроволновым излучениям. Как он рассказывал, задуманный эксперимент никто не хотел выполнять, и чтобы отвязаться, ему выделили аппаратуру и практиканта для работы. Человек очень сдержанный, близорукий и неловкий, Лэмб ограничивался лишь указаниями, изредка ему «разрешалось» списывать результаты с осциллографа. Известие о присуждении премии ничуть не повлияло на его поведение: он как всегда спокойно провел со студентами плановые занятия и только потом вышел к давно ожидавшим репортерам.

Но еще в 1934–1939 гг. появились замечания о том, что между ними есть какая-то разница. Эксперименты были, однако, не очень надежными — разница энергий столь мала, что ее не удавалось точно промерить, а война прервала дальнейшую работу.

Прояснение этого вопроса сыграло ключевую роль в развитии квантовой электродинамики (КЭД), основы всех теорий квантовых полей, и связано оно в основном с экспериментом, задуманным Лэмбом и проведенным им совместно со студентом Робертом К. Ризерфордом в 1947 г.

В эксперименте Лэмба приготовленный пучок атомов, находящихся именно в этом долгоживущем метастабильном состоянии, переводился при облучении в микроволновом (сверхвысокочастотном, СВЧ) диапазоне в короткоживущее состояние — работы Лэмба в военное время по радиолокационной технике позволили сконструировать нужное для этого эксперимента специальное оборудование. Используемая аппаратура позволяла с большой точностью менять частоту облучения в диапазоне около 1000 МГц, а количество распадающихся атомов (уже перешедших на другой уровень) показывало вероятность процессов.

Результаты Лэмба были сенсационными: уравнение Дирака неточно описывает уровни энергии атома водорода, между двумя исследуемыми уровнями существует разница — она составляет порядка одной стотысячной энергии уровня, но это вопрос принципиальный — что-то мы не понимаем в самых основах теории!

В тот же период Поликарп Куш (1911–1993), также работавший в военные годы над радиолокационной техникой, измерял в атомных пучках магнитные свойства электрона в атоме водорода. Результаты его чрезвычайно скрупулезных измерений магнитного момента электрона тоже вступили в противоречие с результатами расчетов по теории Дирака — примерно на 0,1 % — и стали одним из стимулов развития КЭД. Поэтому он разделил Нобелевскую премию 1955 г. с Лэмбом.

Начиная с 1927 г. П. Дирак, В. Гейзенберг и В. Паули пытались согласовать квантовую механику с теорией относительности, связать свойства электронов с параметрами электромагнитного излучения. Согласно теории Дирака, фотон может превратиться в пару электрон-позитрон, а такая пара может, в свою очередь, аннигилировать, превращаясь в один или несколько фотонов. Совокупность таких расчетов и составляла квантовую электродинамику.

Как мы уже упоминали, соседние электроны могут обмениваться виртуальными фотонами, перебрасываясь ими, как мячиками (еще раз повторим, по принципу неопределенностей, они могут на определенное время терять или приобретать добавочную энергию, т. е. массу). Сида реакции, испытываемая каждым электроном, когда он испускает или поглощает фотон, проявляется как электромагнитное отталкивание электронов друг от друга. Именно такие виртуальные излучения-приобретения недостатка-избытка массы и создают шубу, одеяние частицы.

Если попробовать подсчитывать энергию этих виртуальных фотонов по принципу неопределенности Гейзенберга, то получается некоторая несообразность: виртуальные фотоны могут иметь любую энергию, только при этом сокращается длительность их «существования». Следовательно, по мере сближения взаимодействующих электронов все более поднимается верхняя граница энергии виртуальных фотонов, которыми они обмениваются, правда, из-за кулоновского отталкивания они не могут подойти друг к другу вплотную.

Но что произойдет при этом с самовоздействием электрона, т. е. с учетом виртуальных фотонов, которые он сам испускает и сам же поглощает? В этом случае промежуток между актами испускания и перепоглошения, время существования виртуального фотона, может приближаться к нулю и, следовательно, допустимая энергия становится неограниченной, может стремиться к бесконечности. Получается, что непрерывное испускание и самопоглощение таких виртуальных фотонов должно будет придать электрону бесконечную массу!

Эти виртуальные фотоны могут также превращаться в виртуальные пары электрон-позитрон, которые могут расходиться на некоторое расстояние, и тогда нужно будет признать, что по мере приближения к электрону можно зафиксировать любой, даже, возможно, и бесконечный электрический заряд!

Выводы, безусловно, абсурдные: величины массы и заряда электронов хорошо известны и конечны. Тем не менее, теорией, приводящей к таким несуразицам, продолжали пользоваться, поскольку ее недостатки должны проявляться, казалось бы, только в экспериментах с большими энергиями, которым соответствуют малые расстояния, а для большинства измерений, осуществляемых в то время, теория Дирака давала верные предсказания. Но эксперименты Лэмба и Куша ясно показали, что какие-то недостатки КЭД проявляются уже в наблюдаемых интервалах энергии — положение стало нетерпимым даже при сравнительно малых энергиях.

Г. Бете первым рассчитал сдвиг Лэмба при произвольно ограниченных энергиях виртуальных фотонов, испускаемых электроном, т. е. фактически отбрасывая возникающие бесконечности, но это не сулило полного объяснения новых эффектов: нужны были более оригинальные идеи.

С.Томонага[52] и Дж. Швингер[53] не стали отбрасывать эти бесконечности, а решили (независимо друг от друга) использовать их для пересмотра структуры собственного поля частиц. Фактически они использовали именно понятие виртуального облака, или «шубы», окружающей любую частицу, о которой мы говорили выше. Они показали, что измеряемая масса электрона должна состоять из двух частей: истинной, или собственной, массы изолированного от всех взаимодействий (голого) электрона и массы, связанной с «шубой», облаком виртуальных фотонов (и других виртуальных частиц), которые электрон непрерывно испускает и перепоглощает. Если это облако виртуальных фотонов обладает бесконечной энергией, то отсюда следует, что собственная масса (или энергия) «голого» электрона тоже должна быть бесконечной, но отрицательной. У наблюдаемого электрона разделить эти две массы невозможно, а они, складываясь, почти полностью друг друга компенсируют — остается только небольшая измеряемая масса. Затем при аналогичном подходе к собственному заряду электрона Томонага и Швингер постулировали бесконечный отрицательный собственный заряд, который притягивает облако положительно заряженных виртуальных частиц. Бесконечно большой положительный заряд виртуального облака экранирует почти полностью, за исключением небольшего остатка, отрицательный собственный заряд.

Такая изощренная математическая процедура, изобретенная Томонага и Швингером для исключения бесконечных масс и зарядов, называется перенормировкой.

Третий создатель КЭД — Ричард Филиппе Фейнман (1918–1988). Он и Джулиан Швингер — ровесники, оба родились в Нью-Йорке в схожих семьях эмигрантов из бывшей Российской империи, бедных и религиозных. Оба рано оставили старые традиции и оба были очень музыкальны, но если Швингер музицировал на рояле в одиночку и предпочитал Баха и Брамса, то Фейнман очень гордился своим искусством джазового барабанщика (в день получения им Нобелевской премии Луис Армстронг поздравил мир с тем, что наконец первый джазмэн ее удостоился). Швингер был застенчив и оттого всегда серьезен, Фейнман острил напропалую и охотно вовлекался во всевозможные розыгрыши типа вскрытия сверхсекретных сейфов или устройства маленьких взрывов в лабораториях. Их конгениальность проявлялась и в том, что они часто обращались к одним и тем же проблемам, как бы соперничая друг с другом, но идя принципиально разными путями: Швингер шел напролом, преодолевая любые сложности и оставляя после себя широкую дорогу для продолжателей, Фейнман с таким же успехом придумывал оригинальные и фантастически красивые трюки. (Оригинальность его мышления хорошо видна в его знаменитом курсе лекций по физике.)

Фейнман рано начал разрабатывать радикально новые теоретические подходы к решению проблем КЭД. В первых своих исследованиях он назвал допущение о самодействии электрона «глупым» и предложил считать, что электроны испытывают действие только со стороны других электронов, причем с запаздыванием из-за конечной скорости фотонов между ними. Такой подход как будто исключал само понятие поля, т. е. бесконечности, доставлявшее столько хлопот. Хотя на этом пути не удалось достичь удовлетворительных результатов, Фейнман сохранил на всю жизнь нетрадиционность мышления.

Метод перенормировки в КЭД оказался спасительной концепцией, хотя многие физики считали, а некоторые (уже явное меньшинство) и сейчас продолжают считать, что подобное лекарство хуже самой болезни: их аргументы сводятся к тому, что перенормировка, устраняющая некоторые бесконечности, сама вводит другие, включая массы, которые не только бесконечны, но еще и отрицательны. Однако Томонага и Швингер всегда подчеркивали, что в их теории КЭД наблюдаемые величины масс конечны и положительны — электрон нельзя отделить от его облака виртуальных частиц, поэтому бесконечные массу и заряд «голой» частицы наблюдать невозможно.

КЭД с учетом процедур перенормировки оказалась самой точной из всех физических теорий: такие характеристики электрона, как магнитный момент можно измерить с точностью до нескольких миллиардных (до 8-9-го знака после запятой) и значения, предсказанные теорией, точно согласуются с экспериментом. (В последние годы появились публикации о том, что аналогичные значения для мюонов несколько отличаются от расчетных, но нужны еще добавочные эксперименты.)

Необходимо подчеркнуть, что КЭД, вместе с ее методом перенормировки, послужила моделью для теорий, описывающих иные силы природы.

В годы аспирантуры у Дж. А. Уилера[54] он продолжал предлагать все новые и новые подходы к проблемам КЭД а в их совместной, но не законченной теории даже содержалось предположение, что электрон может получать кванты, движущиеся не только нормальным образом, но и против хода времени, из будущего. Как по этому поводу выразился Фейнман: «К тому времени я уже в достаточной мере стал физиком, чтобы не говорить: „О нет, это невозможно!"»

Одним из решающих шагов в построении его варианта КЭД, как он рассказал в Нобелевской лекции, был ночной звонок Уилера: «Знаете, Дик, — произнес Уилер, — в мире существует только один электрон. Когда он движется вверх по времени — это электрон, а когда из будущего к нам, — то это позитрон. Так как он совершает множество движений, то мы, рассекая их плоскостью данного мгновения, видим много электронов и позитронов!»

Подобные эффекты вызывают так называемые радиационные поправки к величинам основных процессов и учитываются в высших порядках теории: Фейнман и Швингер создали алгоритмы, т. е. набор строгих правил их расчета. Возможность пренебрежения ими (или частью таких поправок) обусловлена тем, что каждая добавочная линия в диаграммах Фейнмана вносит квадрат величины электрического заряда, точнее, величину, которая называется постоянной тонкой структуры: а = е²/с, а она в КЭД составляет около 1/137. Вот эта малость и позволяет ограничиваться в КЭД диаграммами низших порядков[55].

Такая образность, картинность мышления была свойственна и самому Фейнману. Поэтому в его картине взаимодействия в КЭД рассматривались с новой точки зрения — как траектории в пространстве-времени. Он описывает их как распространение частицы из начальной точки траектории в конечную; а возможные взаимодействия «по дороге» выражаются через их относительные вероятности (точнее, амплитуды этих вероятностей). Эти вероятности суммируются в ряды (иногда очень запутанные), для вычисления которых были разработаны правила и графическая техника (графики или диаграммы Фейнмана).

Графики строятся таким образом: рисуется, скажем, сплошная линия электрона, идущая слева направо, к ней слева подходят волнистые или пунктирные линии поглощаемых фотонов, а направо отходят линии испускаемых фотонов. Теперь каждой линии со свободным концом приписывается волновая функция частицы, точке их соприкосновения — оператор взаимодействия, отрезку между этими точками — функция-пропагатор (от латинского «пропагацио» — распространение), и таким образом выписывается матричный элемент процесса. После этого нужно провести некоторые стандартизованные математические действия (они могут, конечно, быть более или менее сложными), и вероятность процесса рассчитана.

А для качественного анализа иногда бывает достаточно просто нарисовать и сравнить графики различных процессов — сейчас очень трудно понять, как физики могли существовать и работать до изобретения этих графиков! (Внешне простые, но очень наглядные, графики теперь широко используются не только в КЭД, но и во многих других областях физики.) Фейнману на их основе удалось объяснить «лэмбовский сдвиг», магнитный момент электрона и другие свойства частиц.[56]

В КЭД, в основном в работах Швингера и Фейнмана, становится понятной и проблема вакуума. В классической физике вакуум рассматривается как пустота (точный перевод с латыни), но в квантовой теории это уже не так: в любой точке в любой момент времени, согласно принципу неопределенности, могут возникнуть вакуумные флуктуации (от латинского «флуктуацио» — колыхания, колебания) — родиться пары электрон-позитрон, нуклон-антинуклон и т. п., необходимо лишь, чтобы длительность их виртуального существования не превышала величины постоянной Планка, деленной на их полную энергию.

Но за это время, сколь бы коротким оно ни было, они могут провзаимодействовать, скажем, с электроном: виртуальный позитрон к нему притянется, электрон — оттолкнется, т. е. вакуум поляризуется, а следовательно, изменится взаимодействие нашего вполне реального электрона с другими частицами. Более того, притянувшийся позитрон может аннигилировать с первоначальным электроном, возникнет гамма-квант, который будет поглощен электроном той пары, но уже находящимся на некотором расстоянии от первоначального, и тот электрон из виртуального превратится в реальный — получится, что электрон как бы скакнул, кстати, со скоростью света, на некоторое расстояние (такой эффект, математически ранее известный, называется «дрожанием Шредингера»).

Квантовая электродинамика, развитая Фейнманом, Швингером и Томонагой, является наиболее точной из известных ныне физических теорий. Правильность ее подтверждена экспериментально в широком диапазоне масштабов — от субатомных до астрономических. Поэтому Фейнману, Швингеру и Томонаге была присуждена Нобелевская премия по физике 1965 г. «за фундаментальные работы по квантовой электродинамике, имевшие глубокие последствия для физики элементарных частиц»[57]. В речи на церемонии вручения премии Ивар Валлер из Шведской королевской академии наук отметил, что лауреаты привнесли новые идеи и методы в старую теорию и создали новую, занимающую ныне центральное положение в физике. Она не только объясняет прежние расхождения между теорией и экспериментом, но и позволяет глубже понять поведение мю-мезона и других частиц в ядерной физике, проблемы твердого тела и статистической механики.

КЭД продолжает развиваться как в направлении уточнения общей теории, так и в многочисленных приложениях к другим областям физики.

Слабое взаимодействие, которое обуславливает распад частиц, гораздо слабее электромагнитного, но много сильнее гравитационного взаимодействия между частицами. Если сравнивать между собой скорости процессов при одинаковой характерной энергии частиц в 1 ГэВ (миллиард электронвольт), то электромагнитные процессы протекают в тысячу раз медленнее сильных, а слабые — примерно в сто миллиардов раз медленнее электромагнитных. Если сильное взаимодействие между частицами происходит на расстояниях порядка размеров ядра или несколько больших, то слабое взаимодействие заметно лишь на много меньших расстояниях.

И тем не менее без слабого взаимодействия невозможны термоядерные процессы в недрах звезд, радиоактивные распады и т. д. А важнейшая его особенность в том, что вероятность слабых процессов быстро нарастает с ростом энергии — на расстояниях в сто миллионов раз меньших размеров ядра его интенсивность уже сравнивается с интенсивностью электромагнитных процессов, а дальше начинает их превосходить.

Первую теорию бета-распада, как мы говорили, построил Э. Ферми еще в 1934 г. По этой теории нейтрон превращался одномоментно в протон, электрон и антинейтрино, причем имелось пять вариантов этой теории, и долго казалось, что разные эксперименты говорят, для разных случаев, в пользу разных теорий — поэтому очень долго проводились расчеты всех вариантов и все они проверялись. После открытия несохранения четности число возможных вариантов, по крайней мере, удвоилось, и теория стала казаться необозримой.

Только к 1957 г. М. Гелл-Манн и Р. Фейнман, а также Р. Маршак (1916–1996) и Э. Сударшан (р. 1931) независимо установили, уже с учетом несохранения четности, правильный вариант этой четырехфермионной теории слабого взаимодействия — оказалось, что оно, как и КЭД, носит векторный характер. Но на этом сходство с КЭД кончалось. Графики Фейнмана для таких процессов выглядели как-то неэстетично: в КЭД все ясно — заряженная частица испускает или поглощает фотон, т. е. все взаимодействия сводятся к тому, что выражение для тока этой частицы умножается на потенциал электрического поля. А тут, видите ли, в одной точке встречаются сразу четыре линии!

Поэтому, по аналогии, могла возникнуть такая мысль: попробуем ввести новый тип тока, который может изменять заряд частиц, скажем, барионный ток, превращающий в момент взаимодействия протон в нейтрон, но испускающий при этом не фотон с нулевым зарядом, а какую-то заряженную частицу (без изменения барионного или лептонного заряда). Если при этом ввести аналогичный лептонный ток, превращающий при поглощении этой промежуточной частицы электрон в нейтрино или позитрон в антинейтрино (можно, конечно, и наоборот), то удалось бы построить график Фейнмана для бета-распада таким же образом, как в КЭД. Но только при этом, вместо обмена фотоном, шел бы обмен между двумя токами этим самым промежуточным мезоном (его спин должен обязательно быть целым, т. е. он должен быть бозоном).

В 1960 г. Шелдон Глэшоу попытался объединить именно на такой основе электромагнетизм и слабое взаимодействие. Его подход предсказывал существование четырех частиц — переносчиков взаимодействий. Одна из них, очевидно, должна быть фотоном, переносящим электромагнитное взаимодействие. Остальные три частицы, которые он обозначил как W⁺, W^- и Z⁰, должны быть безмассовыми переносчиками слабого взаимодействия.

Теория эта страдала явными недостатками. Во-первых, частица, имеющая электрический заряд, не может не иметь массу — она ведь может виртуально испускать-поглощать фотоны, а следовательно, должна обладать какой-то инерцией. Во-вторых, радиус электромагнитных взаимодействий бесконечен, и связано это с тем, что масса фотона равна нулю. А вот у слабых взаимодействий радиус действия очень мал, поэтому масса промежуточных мезонов должна быть очень велика — тогда, согласно принципу неопределенностей, они возникают лишь на короткое время, и в следующем варианте теории Глэшоу постулировал большие массы бозонов и W⁺, W^- и Z⁰, но и при этом из теории следовало, что некоторые слабые взаимодействия должны осуществляться и с бесконечной силой.

Множество исследований в этом направлении оставалось безрезультатным, пока в 1967 г. к этой работе не подключился Стивен Вайнберг[58], одноклассник и друг Глэшоу (они оба ученики Швингера), сумевший преодолеть громадные математические трудности. Прямое постулирование массы частиц невозможно — в такой теории не удается избежать бесконечностей вроде тех, что были ранее преодолены в КЭД. И Вайнберг предлагает использовать в этой теории механизм спонтанного нарушения симметрии: так называемый механизм Хиггса (о нем чуть ниже).

Решение, которое построил Вейнберг, показывает, через механизм Хиггса, что фотон по-прежнему остается безмассовым, а остальные три частицы приобретают массу. (Такую же теорию независимо от них и с аналогичной процедурой перенормировки построил гораздо более опытный А. Салам.) В этой теории электромагнитные и слабые взаимодействия уравниваются по силе при крайне высоких энергиях. Однако, массы W- и Z-бозонов слабо влияют на процесс, поскольку обмен ими в пределе высоких энергий в точности таков же, как и обмен фотонами, а силы слабого взаимодействия столь же сильны, как и электромагнитные. Но при более низких энергиях частицы W- и Z образуются редко, так что слабые взаимодействия проявляются на меньших расстояниях, чем электромагнитные. (Отметим, что температуры и энергии земной физики, очевидно, таковы, что разница между этими двумя силами проявляется больше, чем их сходство.)

Важнейшее отличие этой теории от всех предшествующих состояло в том, что один из трех промежуточных бозонов должен быть нейтральным, т. е. в ней есть, помимо заряженных, и слабые нейтральные токи. Поэтому возможно, например, за счет этих токов рассеяние нейтрино на электроне без изменения типа частиц.

Узнав об этой теории, группа из 80 физиков ЦЕРНа старательно пересмотрела архив фотографий, полученных на большой пузырьковой камере «Гаргамель» при облучении потоком мюонов. Проделав титаническую работу пересмотра и обработки примерно 1,4 млн изображений, они нашли три случая рассеяния мюонных нейтрино на электронах — эти электроны как бы получали сильный, ничем иным не вызванный толчок и оставляли свой след на снимке. Это количество соответствовало числу случаев, ожидаемых на основе электрослабой теории.

Три снимка доказали справедливость долгожданной электрослабой теории, объединившей два типа взаимодействий, и за ее построение Шелдон Л. Глэшоу (р. 1932), Стивен Вейнберг (р. 1933) и Абдус Салам (1926–1996) были удостоены Нобелевской премии по физике 1979 г. Их достижение сравнивали с успехом Максвелла, объединившего электромагнетизм и оптику.

А в 1983 г. группа Карло Руббиа обнаружила в экспериментах с коллайдером на аппаратуре, задуманной и созданной Симоном дер Ме-ром (мы писали о ней в главе об аппаратуре), все промежуточные мезоны: W⁺, W^- и Z⁰. Массы W- и Z-мезонов оказались, соответственно, примерно в 82 и 92 раза больше, масс нуклонов. Оба руководителя эксперимента получили Нобелевскую премию 1984 г.

Однако сложности с пониманием природы электрослабого взаимодействия на этом не кончились: Глэшоу, Вейнберг и Салам не смогли довести теорию до той ясности, которая была достигнута в КЭД. В частности, они не сумели провести полностью перенормировку массы, т. е. в их расчетах возникали какие-то неопределенности, на которые приходилось закрывать глаза. А это могло означать, что они не полностью учитывали возможные взаимодействия или неправильно их трактовали.

Для преодоления этих трудностей потребовалось еще очень много усилий: нужно было придумать какие-то специфические приемы расчетов. Так, оказалось, что в этих взаимодействиях нужно учитывать еще и модель кварков: только на этом пути удалось точно вычислить массы и времена жизни промежуточных бозонов и шестого кварка (у него, как мы выше писали, оказалось совсем уж неожиданно большая масса). Эту работу смогли выполнить Мартинус Й. Г. Вельтман (р. 1931) и его ученик Герард т-Хоофт (р. 1946), удостоенные «за прояснение квантовой структуры электрослабых взаимодействий» Нобелевской премии 1999 г.

Рассмотрим такой простой пример: пусть прямая стальная спица установлена строго вертикально и на нее сверху чем-то давят. С началом давления она будет сжиматься, но при какой-то пороговой величине давления вдруг, возможно без добавочных внешних воздействий, изогнется — такое положение энергетически выгоднее. Итак, вначале наша система была полностью симметрична относительно вращений, но вдруг эта симметрия спонтанно пропала, причем направление, в котором изогнулась спица, — совершенно произвольно. Именно такой процесс и называется спонтанным нарушением симметрии.

Перейдем теперь к другому примеру. Имеется намагниченный ферромагнетик, он не симметричен, так как в нем выделена ось намагничения. Однако, если нагреть его выше так называемой точки Кюри, когда исчезают ферромагнитные свойства, то спины всех атомов разбредутся по разным сторонам, и он станет в этом плане симметричным. Но если начать его охлаждать, то при переходе через точку Кюри у него появится, возможно, слабая намагниченность в каком-то направлении — и это тоже пример спонтанного нарушения симметрии.

Таким образом, в разных системах симметрия может появляться или исчезать при разных изменениях — увеличении или уменьшении внешнего воздействия. Для элементарных частиц, как мы говорили, характерно, что с ростом энергии силы разных взаимодействий, в том числе слабого и сильного, сближаются. Следовательно, при каких-то очень больших энергиях они одинаковы: существует симметрия по всем взаимодействиям, а вот с понижением энергии эта симметрия пропадает — частицы разделяются по типам.

Действительно, рассмотрим энергию частиц, скажем, в 1000 ГэВ, когда вся энергия, соответствующая массе протона или нейтрона, несколько меньше 1 ГэВ. Ясно, что при таких энергиях различия в массе между нуклоном и безмассовым нейтрино пренебрежимо малы — их можно рассматривать на единой основе.

За счет чего же у некоторых частиц появляется масса? По общей идеологии квантовой теории поля, масса как мера инерции соответствует возможности испускать и поглощать виртуальные частицы, т. е. создавать вокруг себя виртуальное облако, «шубу». Проще всего, конечно, испускать и перепоглощать частицу с нулевым спином и без зарядов — при этом она сама по себе может быть полностью симметрична (напомним, что сила, действовавшая на спицу в первом примере, была симметрична относительно вращений, как и температурное поле второго примера).

Понятие спонтанного нарушения симметрии возникло в теории фазовых переходов Л. Д. Ландау, а в теорию частиц оно было первоначально перенесено в 1961 г. Дж. Голдстоуном, но он показал, что при таком изменении симметрии должно происходить излучение или поглощение скалярной частицы нулевой массы. А в 1964 г. Питер Хиггс доказал, что достаточно допустить существование одного скалярного поля, взаимодействие с которым разрешит все трудности с приобретением массы при снижении энергии частиц.

Эта частица была названа бозоном Хиггса, масса его должна быть порядка 100 ГэВ или больше, но до сих пор он не найден (возможно и существование семейства таких частиц). Основная надежда на его долгожданное открытие, крайне необходимое физике частиц, возлагается сейчас на Большой адронный коллайдер в Женеве — это, фактически, основная его задача.

Мы уже не раз говорили о замечательной теореме Эмми Нётер[59], согласно которой любое преобразование физической системы, когда ее основные положения не меняются, ведет к закону сохранения какой-то величины. Первоначально эта теорема применялась к более строгому выводу известных уже законов сохранения — энергии, импульса, момента и к доказательству того, что никаких добавочных законов сохранения, связанных с перемещениями системы как целого, не должно быть.

Но можно рассмотреть еще такое преобразование: умножим функции, описывающие частицы, на постоянный множитель- изменим их калибр. Тогда окажется: для того, чтобы функции, отвечающие за полную энергию в теории Максвелла, не менялись, нужно вводить поле, кванты которого имеют нулевую массу и спин 1. Это, очевидно, и есть электромагнитное поле, так что входящую в это выражение постоянную можно отождествить с электрическим зарядом электрона.

Этот результат был известен очень давно, называется он калибровочной (или градиентной) инвариантностью уравнений Максвелла. Его воспринимали как некое чисто формальное свойство электродинамики. А сама инвариантность, согласно теореме Нётер, означала закон сохранения электрического заряда, но, поскольку никаких иных зарядов тогда не было, все эти построения принимались как чисто академические (есть такое жаргонное выражение: «наводить гигиену на физику», т. е. проводить более строгие доказательства и без того ясных положений).

Но в 1954 г. Янг и Миллс обобщили эту процедуру: если ранее функции, описывающие частицы, умножали на некую постоянную, то они решили посмотреть, что произойдет, если потребовать сохранения инвариантности при умножении на функцию, меняющуюся от точки к точке (прежнюю калибровочную инвариантность назвали глобальной, т. е. единой для всего мира, а эту, новую — локальной, зависящей от рассматриваемой точки).

Первые лет десять эта работа не привлекала к себе особого внимания. Но потом теоретики спохватились: если поля, вводимые глобально, должны быть дальнодействующими (именно таково электромагнитное поле), то новые поля, вводимые локально, оказались короткодействующими. Кроме того, процедура Янга-Миллса вводила все поля и соответствующие им законы сохранения на некоей единой основе — для этого нужно было рассмотреть инвариантности уже не в обычном пространстве-времени, а в том пространстве внутренних характеристик, которое являлось обобщением изотопического пространства Гейзенберга и пространства Гелл-Манна-Неэмана.

При этом оказалось, что кваркам должны соответствовать восемь полей взаимодействия, несколько схожих с электромагнитным: кванты этих полей имеют спин 1 и не имеют массы покоя, их назвали глюонами (от английского glue — клей). Все восемь глюонов, как и фотоны, не могут переносить электрические заряды, не имеют они и барионных или лептонных зарядов, т. е. они не могут при испускании или поглощении менять аромат кварков. Но каждый глюон несет зато две цветовые характеристики и поэтому при поглощении или испускании меняет цвет кварка. По той же причине глюоны не могут оказаться свободными — для этого они должны были бы стать бесцветными. Но отсюда следует возможность вылета из частицы бесцветной группы глюонов, так называемого глюбола, порождающего струи адронов — в отличие от фотонов глюоны могут достаточно легко взаимодействовать друг с другом, порождать кварк-антикварковые пары, а затем и адроны, считается даже, что на долю глюонов приходится около половины всей энергии (массы) барионов.

Самое удивительное свойство кварков и глюонов — это явление асимптотической свободы: если сила взаимодействия электрических зарядов убывает с расстоянием (вспомните закон Кулона), то у этих частиц — возрастает (как у растягиваемой пружины), и поэтому на близких расстояниях они могут рассматриваться как свободные! Но отсюда следует, что при рассеянии налетающих частиц с высокой энергией, скажем, на протоне эти частицы рассеиваются как бы на отдельных центрах — кварках (возможно, с участием глюонов).

Таким образом подтверждается модель партонов, выдвинутая Фейнманом, а любой барион можно при таких энергиях рассматривать как «мешок с кварками». Парадоксальным выглядит и такое положение: чем выше энергия, тем проще рассчитывать процессы с участием этих частиц — в КЭД, как и в классической физике, прямо наоборот: чем выше энергия, тем большее количество процессов становится возможным, и тем труднее предсказывать результат.

Тут сразу же возникает вопрос: а что если выбить из нуклона такой партон, каким он будет? Такие опыты, процессы глубоко неупругого рассеяния, конечно, ставились: при этом из нуклона вылетают две противоположно направленные адронные струи, два глюбола, но состоят они из «целых» частиц и отдельных кварков или глюонов не содержат.

Квантовая хромодинамика (КХД) еще очень далека от своего завершения, поэтому при рассмотрении процессов с сильными взаимодействиями часто приходится строить различные специфические модели, развивать частные теории. Однако за все годы развития физики сильных взаимодействий (их нужно отсчитывать, по крайней мере, от появления теории ядерных сил Юкавы в 1935 г.) — это первая и самая стройная теория таких взаимодействий.

Верхний ряд: первая марка слева посвящена объединению слабых и элетромагнитнх взаимодействий (Глэшоу, Вейнберг, Салам), вторая — открытию промежуточных мезонов (Руббиа), третья — приобретению частицами массы за счет гипотетического механизма Хиггса. В нижнем ряду: первая марка слева — выявление трех "поколений" основных частиц, лептонов и кварков, вторая — предсказание кварков Гелл-Манном и Цвейгом, последняя марка посвящена теории суперсимметрии, гипотетическому объединению всех типов взаимодействий — сильных, электромагнитных, слабых и гравитационных — при очень высоких энергиях. Подтверждение этой теории будет означать исполнение мечты Эйнштейна о единой теории поля

Последние десятилетия своей жизни Эйнштейн посвятил попыткам создания единой теории поля: объединению электромагнетизма и гравитации. В речи, посвященной Планку, он говорил: «Высшим долгом физиков является поиск тех общих элементарных законов, из которых путем дедукции можно получить картину мира. К этим законам ведет не логический путь, а только основанная на опыте интуиция… Душевное состояние, способствующее такому труду, подобно чувству верующего или влюбленного».

В течение многих лет над этими попытками слегка посмеивались — причуда гения, чисто философское построение, такое объединение в принципе невозможно! Сейчас становится яснее, что Эйнштейн, по-видимому, просто слишком опережал свое время: не были еще известны все виды взаимодействия, а ведущая его идея — идея фундаментального единства сил природы — вполне работоспособна!

В последние десятилетия фундаментальная физика развивается в направлении, предвиденном Эйнштейном — это теории великого объединения, суперсимметрии, струн. Рассмотрим, очень кратко, идеи, лежащие в их основе.

Начать следует с того, что три типа взаимодействия (слабое, электромагнитное и сильное) строятся по одной модели: основные фермионы — это кварки и лептоны — взаимодействуют через обмен квантами калибровочных полей — глюонами и промежуточными бозонами (фотон и три векторных мезона). Кроме того, при очень больших энергиях слабое и электромагнитное взаимодействия объединяются в электрослабое взаимодействие.

Теперь естественно попытаться присоединить к этим двум и сильное взаимодействие, т. е. попробовать выяснить, не могут ли все эти три столь различных вида, совпадать при каких-то условиях. Поскольку интенсивность кварк-глюонных взаимодействий падает с расстоянием, а вероятности электрослабых, напротив, растут, то такую область можно найти — она оказывается на уровне энергий 10¹⁴ ГэВ, что очень далеко выходит за все мыслимые возможности аппаратуры и соответствует расстояниям в 10^-28 см (напомним, что размер атомного ядра — порядка 10^-12 см). Однако, во-первых, некоторые ее следствия могут проявиться при гораздо более низких энергиях, во-вторых, такая система может прояснить ряд принципиальных проблем уже существующих, вполне земных теорий (в частности, дать возможность, наконец, теоретически вычислить величину заряда электрона — сейчас она берется из эксперимента), а в-третьих, она необходима для решения проблем космологии (об этом ниже).

Такие модели (их несколько) рассматривают все частицы сгруппированными в поколения фермионов — сейчас известны три поколения, каждое включает два кварка и два лептона, и каждому соответствует такое же семейство античастиц:

(u, d, e^-, ν_е), (c, s, μ^-, ν_μ), (t, b, τ^-, ν_τ),

причем каждый кварк существует в трех цветовых модификациях.

При этом в ряде моделей уже предполагается нарушение закона сохранения барионного числа, сохраняется лишь разность барионного и лептонного чисел, а также электрический заряд. Поэтому теория допускает возможность распада протона на позитрон и пи-ноль-мезон и т. п. (первым такую гипотезу с учетом несохранения СР-инвариантности выдвинул еще в 1967 г. А. Д. Сахаров). Однако время жизни протона при этом оказывается не менее 10³⁰ лет, что на много порядков превосходит время существования Вселенной и означает, что такие случаи должны быть очень редки, хотя и могут быть, в принципе, обнаружены (несколько сообщений о наблюдении распада протона были затем опровергнуты). Того же порядка — рассчитанная вероятность превращения нейтрона в антинейтрон. Более перспективными выглядят сравнение распадов некоторых тяжелых мезонов и их античастиц и поиски превращения одних в другие, когда нарушается закон сохранения барионного заряда на уровне кварков высших ароматов — такие поиски активно продолжаются, они представляются доступными на современных ускорителях, хотя и требуют многих усилий.

Дальнейшее обобщение теории — это теория супергравитации, включающая в себя уже все существующие поля и взаимодействия, именно она является наиболее полным воплощением идеи Эйнштейна (заметим, что вывод теории гравитации из калибровочных полей Янга-Миллса предложил еще в 1956 г. Р.Утияма). Дело в том, что если при обычных энергиях электрическое отталкивание двух электронов в 10⁴² раз сильнее их гравитационного притяжения, то с ростом энергии гравитационное притяжение быстро нарастает, как квадрат энергии, и при фантастической энергии в 10¹⁹ ГэВ, т. е. на расстояниях порядка 10^-33 см, гравитационная энергия сравнивается с кинетической энергией электронов: гравитационное взаимодействие становится сильным.

При таких энергиях масса движения электрона возрастает до примерно 10^-5 г, что в миллиард миллиардов раз выше его массы покоя. Эту величину называют массой Планка: она близка к расчетной массе монополя Дирака и не очень, всего на несколько порядков, отличается от массы великого объединения.

Гравитационное взаимодействие должно осуществляться обменом специальными квантами — гравитонами, они, как и фотоны, должны быть безмассовыми, но в отличие от фотонов их спин должен равняться не единице, а двум. Это различие ведет к тому что они осуществляют лишь гравитационное притяжение, отталкивания не существует. Но их поток столь слаб, что нет никаких надежд создать и зафиксировать их в земных условиях — сейчас остается лишь уповать на то, что во время какого-нибудь звездного катаклизма их мощный поток достигнет земной лаборатории с соответствующими приборами.

Одним из следующих шагов в направлении объединения является теория суперсимметрии: объединяются воедино частицы, подчиняющиеся статистикам Ферми и Бозе, т. е. с целым и полуцелым спинами. При этом каждому фермиону должен соответствовать бозон, и поэтому приходится постулировать целый ряд еще не наблюдавшихся частиц — нахождение хотя бы одной из них можно будет считать серьезной заявкой на справедливость такой теории.

Трудности, стоящие перед всеми этими теориями, громадны, эксперименты их пока не опровергают, но и не подтверждают — работа продолжается…

Поскольку мы рассмотрели, как открывали новые частицы, и определяли свойства их взаимодействий, теперь можно взглянуть на эти процессы в целом и определить, где и когда физика с ними встречается. Оказывается, все, о чем мы говорили, может быть распределено по таким ступеням «квантовой лестницы»:

1. Атомная ступень, для которой характерны энергии порядка 1 эВ и размеры порядка 10^-8 см, размеры атома.

2. Ядерная ступень с энергиями порядка 1 МэВ и размерами порядка 10^-12 см.

3. Субъядерная ступень с энергиями порядка 1 ГэВ и размерами порядка 10^-13-10^-14 см.

4. «Гипотетическая» ступень с энергиями более 10³ ГэВ и размерами менее 10^-16 см.

Как мы видим, они резко отделены друг от друга — энергии при переходе с одной ступени на другую возрастают примерно в тысячу раз. Поэтому на каждой из ступеней можно почти полностью пренебрегать свойствами более низких уровней, считать их «замороженными». Так, например, находясь на самой верхней ступени, мы при рассмотрении многих процессов можем считать атом элементарным образованием и не вдаваться в его структуру. На второй ступени, в атомной физике, нас не интересует структура нуклонов, из которых состоит ядро — его почти во всех случаях можно считать «элементарной частицей».

Именно этот разрыв между ступенями и позволяет заниматься на каждой из них только своими делами, фактически делит физику на части. При этом важно подчеркнуть: открытие новых ступеней вовсе не означает, что на предыдущей все уже закончено и никакие крупные открытия не возможны — все, о чем мы говорим, показывает, что на верхних ступенях остается еще очень много неясного, требующего исследования.

Глава 2 Космология и астрофизика

В этом разделе, как и ранее, при рассмотрении вопросов астрономии мы обратим внимание только на те проблемы астрофизики, которые близки к общефизическим построениям. Несомненная важность астрофизики в общефизическом плане состоит в том, что мы дошли до необходимости исследовать такие энергии и плотности частиц, которые принципиально не достижимы в лаборатории, но которые крайне важны для понимания и земных проблем. В частности, именно по этой причине придется рассмотреть некоторые вопросы эволюции звезд.

Первая космологическая теория, модель Птолемея, правильно описывала только систему Земля-Луна. Следующая, модель Коперника, более или менее удовлетворительно описывала уже всю Солнечную систему, а Уильям Гершель смог дать описание Галактики с учетом нашего положения в ней (при этом принималось, что вне Галактики ничего нет, только пустота). В начале XX в. выяснилось, что туманность Андромеды (а за ней и остальные) находится вне пределов Галактики и сама является галактикой, поэтому возникло представление о Метагалактике, а позже оказалось, что во Вселенной есть много групп и скоплений галактик (наша, как имя собственное, пишется с большой буквы).

Вопрос о происхождении Вселенной возник, фактически, только к середине XIX в. До того царствовали те или иные креационистские (от латинского «креацио» — сотворение) представления. И не так уж важно, принимать за длительность этого процесса шесть дней творения в соответствии с каноническим прочтением Книги Бытия или, следуя филологической трактовке Б. Спинозы, говорить о шести эрах творения. Во всех вариантах эти представления не согласуются, в первую очередь, с теорией эволюции Дарвина.

К тому же, при рассмотрении наиболее, казалось бы, приемлемой для материалистов модели бесконечной во времени и в пространстве Вселенной стали проявляться парадоксы.

Об одном из них, парадоксе тепловой смерти мира, мы уже упоминали: поскольку все процессы в мире идут с ростом энтропии, т. е. со все большим выравниваем температур, Вселенная не могла существовать вечно — все ее части давно должны были прийти к тепловому равновесию. Единственное возражение, которое мог найти Л. Больцман, состояло в том, что бывают флуктуации — неожиданные и притом локальные, происходящие только в каком-то участке Вселенной отклонения от положения равновесия, — и наш мир как раз представляет собой такую флуктуацию. Оно выглядело уж очень неубедительным.

Следующий парадокс называется гравитационным, он был сформулирован в XIX в. астрономом Хуго Зелигером и математиком Карлом Нейманом. Они показали, что если справедливы законы тяготения Ньютона и во Вселенной имеется бесконечное количество звезд, то потенциал поля тяготения в каждой ее точке должен быть бесконечным. Поэтому не ясно, от чего следует отказываться: от закона Всемирного тяготения или от бесконечной Вселенной?

А еще один, самый ранний, фотометрический парадокс был в наиболее ясной форме высказан Генрихом Вильгельмом Ольберсом в 1826 г., после того как Гершель разрешил Галактику на множество звезд: если во Вселенной бесконечное число звезд, то в любом направлении по лучу зрения имеется звезда, и поэтому все небо должно быть одинаково и притом ярко освещено. Если же пространство между звездами не пустое и там есть некий газ, поглощающий это излучение, то он должен был бы, вследствие бесконечного времени, разогреться и все равно светиться.

Но можно ли тогда предположить, что мир не бесконечен, что конечное число звезд сосредоточено в конечном объеме? Нет, нельзя, потому что такое скопление будет гравитационно-неустойчивым, т. е. все звезды будут постепенно стягиваться друг к другу или к какому-то центру масс.

Таким образом, любой вариант плох — о строении Вселенной мы ничего не знаем. И в целом, нужно сказать, этот вопрос в науке и не поднимался.

Эйнштейн был хорошо осведомлен обо всех этих парадоксах, и в 1917 г. он делает первый шаг к их решению: Вселенная предполагается конечной в пространстве, а для того, чтобы добиться этого, он постулирует так называемый космологический, или лямбда-член, фактически это некая глобальная сила или кривизна пространства, отличная от ньютоновской и ведущая к уменьшению притяжения на больших расстояниях. Как он пишет Эренфесту: «Я опять набрел в теории тяготения на нечто такое, за что меня могут упрячь в сумасшедший дом».

Эйнштейн сперва связывает с полученным так уравнением надежды на объединение тяготения с электромагнетизмом, но затем отказывается от введения лямбда-члена, охладевает к проблемам космологии и сосредотачивается на построении единой теории поля. (Поиски силы, соответствующей лямбда-члену, — ее иногда называют пятой силой — продолжаются некоторыми энтузиастами и сейчас. В ее пользу говорит, как будто, замедление расхождения галактик с расстоянием.)

В 1922 г. А. А. Фридман[60] находит решения основного уравнения Эйнштейна для вещества, равномерно заполняющего все пространство, в котором все направления равноправны. Эти решения описывают три возможности: существование как неизменной во времени, так и расширяющейся или сжимающейся Вселенной, всего Мира в целом — так что статическая модель оказывается лишь частным случаем полной теории. Эйнштейн вначале выступает против этой теории, но очень скоро меняет свое к ней отношение.

Согласно Фридману, то или иное решение о структуре и поведении Вселенной зависит от плотности вещества в ней. Уравнения Фридмана и становятся основой релятивистской космологии (к аналогичным решениям независимо, но позже пришел профессор-иезуит аббат Жорж Леметр (1894–1966)).

Но решающими успехами и признанием космология обязана Эдвину Хабблу[61]. На самом большом тогда в мире 100-дюймовом (диаметр зеркала около 2,5 м) телескопе он получает фотографии спиральной туманности Андромеды и различает на ее краях отдельные звезды. К концу 1924 г. он нашел среди них двенадцать так называемых цефеид, переменных звезд, зависимость свечения и периодов которых хорошо известны. По их видимым величинам и наблюдавшимся периодам он рассчитывает расстояния до них и получает, по всем двенадцати в отдельности, что эти расстояния… много больше размеров Галактики! (В оценке расстояний он ошибся примерно в два раза, но это не столь существенно.)

Таким образом, Хаббл доказал, что Вселенная вовсе не ограничивается нашей Галактикой — вне ее есть и другие галактики, многие из которых он же открыл и изучил.

К этому времени В. М. Слайфер (1875–1969) проделал большую работу по изучению лучевых скоростей небесных тел (компоненты скорости по линии наблюдения). Для этого он использовал эффект Доплера: смещение спектральных линий удаляющихся объектов в красную сторону, а приближающихся объектов — в фиолетовую сторону.

Хаббл совмещает свои измерения расстояний до далеких объектов и их скорости: звездный, во всех смыслах, час наступает для него к 1929 г. Он анализирует расположение спектральных линий далеких, на пределе видимости, источников. Расстояния между линиями такие, как требует теория Бора, но сами линии не на месте, их частоты много ниже, чем следует, и притом, чем слабее, а следовательно, как можно предположить, дальше этот источник, тем больше и сдвиг.

Более того, Хаббл показывает, что между сдвигом уровней и расстоянием до источника имеется прямая пропорциональность, а ее коэффициент — постоянная величина (закон Хаббла).

Объяснений может быть два. Во-первых, можно предположить, что фотоны теряют на своем пути часть энергии, и чем этот путь больше, тем выше потери (зависимость от расстояния, правда, иная, но все можно списать на недостаток данных) — объяснение это разумно и вполне достаточно для хорошего ученого, не гения. Во-вторых, можно предположить, что все эти источники от нас удаляются, и чем они дальше, тем с большей скоростью, приближающейся для очень далеких объектов чуть ли не к скорости света, они движутся.

В пользу этого предположения говорят только теоретические расчеты, подобные тем, что провел А. А. Фридман. По одному из вариантов этой теории, вся, подчеркнем, вся Вселенная была сжата некогда в один «Папа-атом», точнее, в одну сингулярную точку. При этом поле тяготения было такой силы, что ни времени, ни пространства вообще не было — время с ростом тяготения течет все медленнее, так что там оно вообще останавливалось, а все измерения пространства как бы не могли развернуться (поэтому бессмысленно спрашивать, что было до этого или вне этого образования — ничего не было и не могло быть). Затем этот Папа-атом взорвался (произошел Большой взрыв, его часто называют по-английски: Биг Бэнг), начали образовываться и расходиться группы галактик, сами галактики, стали образовываться составляющие их звезды, и с тех пор продолжается это расхождение, следы которого впервые обнаружил и идентифицировал Хаббл. Поэтому как размеры Вселенной, так и длительность ее существования, определяются через постоянную Хаббла, одну из самых фундаментальных величин теории Вселенной.

Современная скорость расширения, по Хабблу, составляет порядка 60–70 км/(с·Мпс) (возможная ошибка не более 10 %), т. е. наблюдаемая скорость расширения Вселенной растет на такую величину по мере роста расстояния от нас на каждый мегапарсек, по мере ухода в прошлое, когда возникли те кванты, которые сейчас нас достигли. Таким образом, становится ясно, что скорость расширения была больше на начальных этапах расширения, после Большого взрыва.

Если теперь подсчитать, когда начали расходиться все наблюдаемые объекты, то получаем момент Большого взрыва, длительность существования Вселенной, составляющую порядка 12–16 млрд лет.

Необходимо заметить, что в такой конечной, но безграничной Вселенной нельзя дойти до ее «края», как бы его ни определять, поскольку для этого необходима скорость, большая скорости света. Кроме того, каждый наблюдатель, где бы он ни находился, может считать себя центром этой Вселенной: лучи, посланные из любой точки в диаметрально противоположных направлениях, должны, в принципе, возвратиться в исходную точку за одинаковое время.

Радиофизики Арно Э. Пензиас (р. 1933) и Роберт В. Вильсон (р. 1936) изготовляли в 1964–1965 гг. особо чувствительные антенны для радиотелескопов. Эти телескопы могут, например, просматривать центр нашей Галактики, закрытый непрозрачным для видимого света облаком, так называемым «угольным мешком». Для всего этого антенна должна отстраиваться от всех посторонних радиошумов. В 1964 г. ученые использовали свою систему для измерения мощного источника радиосигналов в созвездии Кассиопеи, остатка сверхновой, вспыхнувшей в 1064 г. и описанной в китайских летописях.

Однако результаты измерений фона озадачили исследователей — помехи оказались настолько сильными, что их нельзя было связать с известными источниками. Аномалии сохранялись и при повторных измерениях. Пензиас и Вильсон осмотрели всю систему в поисках источника помех, закрыв клепаные соединения и очистив антенну от птичьего помета, однако даже это не оказало существенного влияния на результаты измерений. Им никак не удавалось ликвидировать шумы, появляющиеся на длинах волн, начиная примерно с 3 и более см. Причем сколько они ни старались, оказалось невозможным выяснить направление этого излучения — оно было изотропным, т. е. шло одинаково со всех направлений и не менялось со временем.

В это же время Роберт X. Дикке (р. 1916) рассматривал космологическую модель, согласно которой Вселенная попеременно расширяется и сжимается: в настоящий момент она расширяется, но гравитационные силы могут со временем изменить расширение на сжатие, и тогда Вселенная сожмется до невероятной плотности, до точки. Дикке предположил, что излучение от крайне раскаленного, высококонденсированного раннего состояния Вселенной после примерно 18 млрд лет охлаждения можно наблюдать еще и сегодня, а П. Дж. Пиблс подсчитал, что на сегодняшний день температурный эквивалент такого реликтового (от латинского «реликтус» — оставленное) излучения равен 10 К — позднее его уточнили до значения в 3 К — и рассказал об этой теории на семинаре.

Плотность этого реликтового излучения очень велика: на один атом во Вселенной приходится примерно 100 миллионов его фотонов. Очень интересно, что, поскольку такое излучение должно быть абсолютно одинаковым со всех сторон (изотропным), оно является фактически общим фоном Вселенной, а это позволяет определить абсолютную скорость движения относительно него: измерение сдвига Доплера показало, что Солнечная система в целом движется в направлении к созвездию Льва со скоростью около 390 км/ч.

Из случайного разговора с одним из участников семинара об этой работе узнал Пензиас, а отсюда нити потянулись к теории горячей Вселенной Дж. Гамова[62], развитой еще в 1946 г., но тогда ведущие радиоастрономы не допускали и мысли о возможности ее экспериментальной проверки современными приборами.

Теория Гамова предсказывала, что если Большой взрыв действительно имел место, то возникающее при этом электромагнитное излучение должно при расширении Вселенной постепенно остывать вследствие эффекта Доплера и иметь к настоящему времени во всей Вселенной так называемый тепловой (планковский) спектр, соответствующий температуре примерно в 3 градуса Кельвина, т. е. именно такой спектр, какой сейчас обнаружили. Так было найдено второе, наряду с хаббловским сдвигом, подтверждение Большого взрыва, а Вильсон и Пензиас были удостоены Нобелевской премии 1978 г.

Мы уже говорили о том, что, согласно Г. Бете, светимость Солнца вызвана постепенным превращением водорода в гелий, который происходит при самой низкой для звезд температуре — порядка 10 млн градусов (температура поверхности Солнца около 6 400 градусов). Равновесие звезды поддерживается тем, что силам гравитационного сжатия противостоит давление излучения, образующегося в ходе термоядерных реакций. Но на этом водородном цикле процессы нуклеосинтеза (образования ядер, в том числе тяжелых) не заканчиваются.

Когда мощность излучения уменьшается за счет выгорания водорода, звезда начинает гравитационно сжиматься, а вследствие этого ее температура растет и доходит до порога открытия каналов следующих циклов Бете — углеродного и т. д. Таким образом, звезды являются саморегулирующимися системами, и можно сказать, что звезды — это большие фабрики Вселенной. Они постепенно трансформируют первоначальное сырье (водород) в другие элементы, в том числе тяжелые, из которых в значительной степени состоит Земля и другие планеты нашей системы. Юпитер и Сатурн, во всяком случае, являются гигантскими газовыми шарами (иногда даже полагают, что они — небольшие звезды, захваченные Солнцем). Считается, что в процессе старения звезды обогащаются тяжелыми элементами, а затем, взрываясь, обогащают ими межзвездные газовые облака, из которых формируются звезды следующих поколений — их состав определяется спектроскопически — и планеты[63].

Звезды можно разделить на три больших класса: нормальные звезды, белые карлики, нейтронные звезды. Рассмотрим их структуры чуть подробнее.

Как мы говорили, нормальная звезда находится в равновесии, если давление излучения в ней уравновешивает силы гравитационного сжатия[64]. Кроме того, должна быть обеспечена возможность выхода наружу энергии ядерных реакций, идущих внутри звезд, в виде потоков фотонов и нейтрино. Если же выход энергии наружу недостаточно быстр, то происходит взрыв звезды, сопровождаемый расширением ее верхних оболочек, их сбрасыванием.

Все это является достаточно очевидным с позиций физики, но нужно определить, каким звездам и когда, на каком этапе развития грозит опасность подобной катастрофы.

С самого начала ясно, что чем больше масса звезды, тем вероятнее ее взрыв, а убедиться в этом позволяет просто теория размерностей — та самая, исходя из которой еще Леонардо да Винчи утверждал, что слишком большие животные существовать на Земле не могут. И действительно, если радиус звезды увеличится в два раза (принимаем, что плотность вещества в ней не меняется), то объем ее, а значит, и скорость накопления энергии ядерного синтеза, возрастет в восемь раз. Но ведь поверхность звезды, через которую эта энергия должна удаляться, возрастает только в четыре раза (сравниваем зависимости объема и поверхности шара от радиуса), а она не всегда может пропустить через себя такое количество энергии. Таким образом, может наступить перегрев звезды — вот и причина ее раннего взрыва. (Еще раз подчеркнем, что рассуждения такого типа, размерные прикидки служат обязательным начальным импульсом для последующих более утонченных и несравнимо более трудоемких расчетов.)

Отсюда было показано, что звезда с массой Солнца может существовать порядка 30 миллиардов лет, а звезда с массой в 50 раз большей может взорваться всего через 3 миллиона лет. Этот срок много меньше возраста Галактики (около 15 миллиардов лет), а так как яркие гигантские звезды в ней существуют, то, стало быть, их формирование продолжается и сейчас. И притом яркие синие, т. е. более горячие, звезды в нашей Галактике и во внешних галактиках всегда находятся вблизи гигантских облаков газа и пыли, откуда, видимо, и черпают материал своей массы. (Плотность тяжелых элементов в составе Земли указывает как будто на то, что это вещество дважды было переработано во взрывах сверхновых звезд.)

В белый карлик, после сброса оболочки, может обратиться звезда, масса которой составляла не более 1,4 от массы Солнца (чандрасекаровский предел[65], примерно тогда же аналогичный результат получил и Л. Д. Ландау). Это очень плотные образования, их радиус порядка 1 % от радиуса Солнца, а плотность до тысячи кг на куб. см. Давление в них, которое противостоит силам гравитационного сжатия, обусловлено принципом Паули: вспомним, что никакие два фермиона, в частности два электрона, не могут иметь одинаковые квантовые числа, поэтому в такой звезде спектр энергий частиц должен быть велик, и их соответствующие импульсы не позволяют ей продолжать сжатие.

Если же масса звезды выше чандрасекаровского предела, то наступает гравитационный коллапс (от латинского «коллапсус» — ослабевший, одряхлевший), ее дальнейшее сжатие. Для звезд с массой не больше 2–3 масс Солнца оно заканчивается на стадии нейтронной звезды, более массивные звезды преобразуются в релятивистские черные дыры.

Нейтронную звезду можно представить себе как одно гигантское атомное ядро: большинство протонов при его образовании превращается в нейтроны, испуская при этом нейтрино и позитроны, аннигилирующие с электронами, которые были в среде (впервые предположение о возможности существования таких объектов выдвинул в 1932 г. Л. Д. Ландау). Поэтому плотность вещества в них достигает 10¹⁴ г/см³ (до млрд тонн на куб. см), температура в центре в начале процесса 10¹¹ градусов, а интенсивность всплеска излучения такова, что за 10-100 с она падает в сто раз. У нейтронных звезд должны существовать твердые нейтронные кора и ядро, между которыми находится жидкая — из нейтронов! — оболочка и тому подобные чудеса.

Итак, момент образования нейтронной звезды должен характеризоваться коротким всплеском излучения нейтрино. Именно такой всплеск повезло зафиксировать, как описано выше, группе Масатоси Косиба в момент образования сверхновой звезды SN1987А. Таким образом, был подтвержден один из сценариев образования сверхновых, самых ярких из наблюдаемых вспышек (в нашей Галактике их зафиксировано шесть, последняя — вспышка сверхновой Кеплера — произошла в 1604 г.).

А что должно наблюдаться на месте этой вспышки?

Астрономические наблюдения издавна проводили лишь в видимой области спектра, но для выявления физических процессов в небесных телах нужно следить за всем спектром электромагнитного излучения. Развитие радиолокации в годы войны 1939–1945 гг. позволило начать разработку методов и устройств радиоастрономии (необходимо отметить большую роль В. Л. Гинзбурга и И. С. Шкловского в создании ее методов). Исследования в этом диапазоне во много раз расширили понимание процессов на Солнце и в межзвездном газе и привели к открытию целого ряда источников, не видимых в оптическом диапазоне или не проявлявших в нем каких-либо особенностей (так были, в частности, открыты целые радиогалактики).

В Кембридже в 1960-е гг. был построен радиотелескоп, состоящий из сочетания более 2000 отдельных антенных элементов, установленных на площади в два гектара. Такой телескоп, конечно, не вращается — он просматривает определенные участки неба, меняющиеся с вращением Земли. Среди прочих наблюдениями на нем и обработкой результатов под руководством Энтони Хьюиша (р. 1924) занималась аспирантка Джоселин Белл: ее темой были быстрые флуктуации радиоизлучения от космических источников, попадающих в поле зрения телескопа при суточном вращении Земли.

0 том, что при этом случилось в июле 1967 г., она спустя несколько лет вспоминала так: «Через шесть или восемь недель после начала исследований я обратила внимание на какие-то отклонения сигнала, зарегистрированного самописцем. Эти отклонения не очень походили на мерцания радиоисточника; не были они похожи и на земные радиопомехи. Кроме того, мне вспомнилось, что подобные отклонения мне однажды встречались и раньше, когда регистрировалось излучение от этого же участка неба… Импульсы были разделены интервалом в одну и одну треть секунды. Я тотчас же связалась с Тони Хьюишем, который читал в Кембридже лекцию для первокурсников. Первой реакцией его было заявить, что импульсы — дело рук человеческих. Это было естественно при данных обстоятельствах. Однако мне почему-то казалось возможным, что сигнал может идти и от какой-нибудь звезды. Все-таки Хьюиш заинтересовался происходящим и на другой день пришел на телескоп как раз в то время, когда источник входил в поле зрения антенны — и сигнал, к счастью, появился снова».

С одной стороны, источник, по всей очевидности, имел внеземное происхождение, поскольку сигнал появлялся всякий раз, когда телескоп оказывался направлен на этот участок неба. С другой стороны, импульсы выглядели так, как будто их посылают люди. Быть может, это представители внеземной цивилизации? Хьюиш и Белл попросту перепугались: вдруг им сигнализируют инопланетяне, представились почему-то какие-то «зеленые человечки»!

Сейчас наблюдается такое количество пульсаров, что в нашей Галактике их должно быть около миллиона. Уже несколько десятилетий ведутся наблюдения удаленных галактик, чтобы установить, сколько взрывов сверхновых происходит в среднем за столетие. А это позволит выяснить, сколько нейтронных звезд возникло с древнейших времен в нашем Млечном Пути. Оказывается, что число пульсаров значительно превосходит то количество нейтронных звезд, которое могло образоваться в результате взрывов сверхновых. Значит ли это, что пульсары могут возникать и иным путем? Быть может, некоторые пульсары образуются не в результате взрывов звезд, а в ходе менее эффектных, но более упорядоченных и мирных процессов?

Но если это не «азбука Морзе», а естественный процесс, излучение некоего «пульсара», то как он может происходить с таким малым периодом — около секунды с повторениями импульсов? У наиболее «быстрых» переменных звезд период изменения блеска может составлять один час или того меньше, но ведь не секунды!

По скорости изменения интенсивности излучения можно оценить размеры той области пространства, из которой оно исходит, — до нас ведь свет от разных частей участка доходит за чуть разное время.

Из наблюдаемой длительности импульсов можно было заключить, что объект, от которого исходит импульс, имеет в поперечнике не больше нескольких сотен километров.

«Если допустить, что где-то во Вселенной нами были обнаружены живые существа, то возникала любопытная проблема: как следует обнародовать эти результаты, чтобы это было сделано со всей ответственностью? Кому первому сообщить о них? В тот день мы так и не решили эту проблему: я отправилась домой в полной растерянности. Мне нужно было писать свою диссертацию, а тут откуда-то взялись эти окаянные „зеленые человечки", которые выбрали именно мою антенну и рабочую частоту моего телескопа, чтобы установить связь с землянами… Незадолго до закрытия лаборатории я просматривала запись, относящуюся к совершенно другому участку неба, и на фоне сигнала от мощного радиоисточника Кассиопея А заметила знакомые возмущения.

Было совершенно невероятно, чтобы „зеленые человечки" из двух разных цивилизаций выбрали одну и ту же волну и то же время для отправки сигналов на нашу планету».

Поскольку в сообщении было упомянуто, что первоначально астрономы Кембриджа не исключали возможности того, что сигналы посланы другой цивилизацией, вскоре там появились представители прессы. «Когда журналисты обнаружили, что здесь замешана женщина, они проявили еще большую активность. Меня фотографировали стоящей на стуле, сидящей на стуле, стоящей на стуле и рассматривающей какие-то диаграммы, сидящей на стуле, уставившись на какие-то диаграммы. Один из журналистов заставил меня бегать с воздетыми руками: глядите, друзья, я сделала настоящее открытие! (Архимед и не знал, чего ему в ту пору удалось избежать!) При этом журналисты расспрашивали меня о страшно важных вещах: например, выше я ростом или ниже, чем принцесса Маргарет».

Вскоре из разных мест земного шара стали поступать сообщения о вновь открываемых пульсарах, их нашли более трехсот с периодами от нескольких сотых до 4,3 секунды. Хотя по форме отдельные импульсы не вполне повторяют друг друга, период каждого пульсара отличается высоким постоянством.

В 1968 г. Томас Голд (р. 1920) предложил такую гипотезу: пульсары (латинское «пульсус» — удар, толчок) назвали так по ошибке, это быстро вращающиеся нейтронные звезды, у которых магнитная ось не совпадает с осью вращения. Поэтому направления импульсов их излучения колеблются в пространстве с частотой, совпадающей с частотой вращения (как у вращающегося проблескового маяка), а энергия импульсов черпается из энергии вращения нейтронной звезды. Вращение могло бы постепенно замедляться только из-за потерь энергии на излучение, хотя в действительности торможение сильнее — именно его энергия объясняет излучение всей туманности, в которой находится пульсар.

За открытие пульсаров Энтони Хьюиигу в 1974 г. была присуждена Нобелевская премия по физике — открытие действительно было выдающимся. Эту премию с ним разделил Мартин Райл (1918–1984), создавший тот самый радиотелескоп и открывший множество радиогалактик. (Райл получил также ряд аргументов в пользу нестационарной, т. е. расширяющейся модели Вселенной.) Но история пульсаров на этом не кончается: с ними связано и открытие гравитационного излучения — об этом ниже.

Черные дыры — это своеобразный триумф человеческой мысли, объект, который должен существовать, но который нельзя непосредственно увидеть. Наличие черных дыр — всего лишь одно из следствий ОТО Эйнштейна, призванное в случае своего обнаружения явиться одним из доказательств теории… Но астрофизики говорят об этих объектах все более и более уверенно — их местоположение выдают косвенные признаки.

Черная дыра — объект настолько плотный и массивный, что поле тяготения вокруг него «запирает» в своих объятиях не только любое материальное тело, но и световое излучение[66]. Границу области, которую не в силах покинуть даже фотоны, называют горизонтом событий, она определяется радиусом Шварцшильда, для которого вторая космическая скорость должна была бы превышать скорость света. Этот объект, непосредственно не наблюдаемый, должен обладать рядом парадоксальных свойств. «Выдать» черную дыру может поведение объектов, попавших в ее чудовищное поле тяготения, но еще не достигших горизонта событий. Так, именно ему приписывают интенсивное рентгеновское излучение в двойных звездных системах, вызванное тем, что черная дыра постепенно втягивает в себя и поглощает вещество звезды-компаньона: этот процесс наблюдается, по-видимому, около звезды XI созвездия Лебедя — такое излучение было открыто Рикардо Джиаккони (р. 1931, Нобелевская премия 2002 г.), одним из создателей космического телескопа «Хаббл».

К концу 2002 г. группа астрономов под руководством Райнера Шеделя из германского Института внеземной физики имени Макса Планка объявила о доказательстве наличия гигантской черной дыры в центре Галактики.

Центр нашей Галактики, Млечного Пути, расположенный в созвездии Стрельца, закрыт мощным скоплением межзвездной пыли, «угольным мешком», и поэтому может наблюдаться только в рентгеновском и инфракрасном диапазонах. Давно уже было признано, что в центре Галактики находится скопление особенно массивных объектов или одно сверхмассивное тело. А сравнительно недавно космическая рентгеновская обсерватория Чандра (так физики называли С. Чандрасекара) зафиксировала в этом направлении рентгеновскую вспышку продолжительностью в три часа: она могла означать только то, что какое-то тело (например, комета) попало в зону действия черной дыры и было поглощено ею. Но ведь зафиксировано только направление, а вдруг это объект, находящийся вне центра Галактики?

Группа Шеделя занималась еще и другим проявлением влияния возможной черной дыры (или скопления других тел?) в центре Галактики на звездные объекты — искажением траекторий близлежащих звезд. Для этого с 1992 г. в инфракрасном диапазоне и с помощью радиотелескопов велись наблюдения за движением звезды, которую обозначили как S2. Оказалось, что период ее обращения вокруг скрытой массы — 15,2 года, скорость на орбите 5 тыс км/с (!), а средний радиус орбиты всего в три раза превышает расстояние от Солнца до Плутона (период обращения Плутона вокруг Солнца — 248 лет, скорость на орбите — 4,7 км/с).

Звезда S2 могла выжить только при условии, что скрытый объект не только массивный (3,7 млн масс Солнца), но и сверхкомпактный — то есть один-единственный. Поэтому большинство астрономов полагает, что наличие черной дыры является единственной возможностью объяснить эти и другие данные наблюдений объектов в центре Галактики.

«Наша» черная дыра невелика по сравнению с ядрами других галактик и при этом относительно неактивна — центры других звездных систем, как правило, содержат в себе массы миллиардов звезд, жадно заглатывают вещество близлежащих звезд и преобразуют его частично в рентгеновское и радиоизлучение, заполняющее всю Вселенную. Крайний их случай — квазары (сокращение от «квази-звезды» — как бы звезды), нестационарные ядра далеких галактик, — самые мощные по излучению космические объекты.

Однако этими объектами возможности появления черных дыр отнюдь не исчерпываются. В 1963 г. Рой П. Керр (р. 1934) обобщил работу Шварцшильда по решению уравнений ОТО и рассмотрел черные дыры, которые вращаются вокруг оси, так что их линейная скорость у горизонта событий может приближаться к скорости света. Такие дыры обладают рядом своеобразных свойств: перед горизонтом событий у них должна существовать некая промежуточная область, эргосфера, в которой все попавшие туда тела должны вращаться, а гравитационная энергия связи может достигать 42 % всей массы покоя и превращаться в излучение.

Возможность (вероятно, и необходимость) существования другого вида незвездных черных дыр была выявлена Стивеном Хокингом. Он сумел объединить в некоторой мере эффекты ОТО и квантовой теории: согласно его теории, за счет гравитационной энергиивозможно рождение электрон-позитронных и других пар вблизи горизонта событий. Если при этом одна из частиц пары уходит за горизонт и становится невидимой, то другая может остаться вовне, аннигилировать с какой-нибудь иной частицей, а порожденное таким образом излучение укажет на существование черной дыры — по расчетам Хокинга дыра должна светиться как нагретое тело, с температурой, определяемой ее массой.

Стивен Хокинг (р. 1942), английский астрофизик, а начала 1960-х гг. заболел редкой и неизлечимой болезнью, приводящей к постепенной атрофии всей мускульной системы. Вскоре он смог шевелить лишь двумя пальцами правой руки, но продолжает работать и читать лекции (занимает кафедру Ньютона в Кембридже), любит путешествовать, передвигается и разговаривает с помощью сконструированного для него кресла и компьютера с синтезатором речи, оставаясь веселым и остроумным собеседником. Его популярная книга «Краткая история времени» стала всемирным бестселлером.

Хокинг также показал возможность того, что в момент Большого взрыва должны были возникнуть многочисленные мини-черные дыры с массой, равной массе, скажем, среднего астероида или меньше, но с размерами протона. Правда, такие мини-дыры, созданные в состоянии чрезвычайно высоких температур и плотности, должны были, в основном, исчезнуть за счет электрослабых взаимодействий, превосходящих при такой плотности сильные взаимодействия.

Теория черных дыр никак не может считаться законченной — она продолжает активно развиваться. Так, очень интересен вопрос об энтропии черных дыр: они ведь упорядочивают вещество вокруг себя — следовательно, с их ростом должна расти и энтропия. Яков Д. Беккенштейн (р. 1947) предлагает считать ее мерой площадь горизонта событий, тогда Второй закон термодинамики должен формулироваться так: сумма энтропии и площади горизонтов событий черных дыр не может убывать.

Любой электрический заряд, движущийся ускоренно, излучает электромагнитные волны. По аналогии, следует ожидать, что любая масса должна излучать при ускорении гравитационные волны, а распространяться они должны со скоростью света (эти волновые решения соответствуют уравнениям ОТО).

Такое излучение должно иметь место в системах двойных звезд: они быстро вращаются вокруг общего центра тяжести, а значит, испытывают центростремительное ускорение. Оно, конечно, должно происходить при взрыве и столкновении звезд, например нейтронных звезд и черных дыр.

Для фиксации такого излучения в ряде лабораторий установлены гравитационные детекторы — это массивные тела, часто монокристаллы, весом в тонны, малейшие синхронные колебания которых в разных местах Земли должны сигнализировать о приходе такой волны. Так что оставалось наблюдать и ждать… какого-нибудь взрыва.

Решение проблемы пришло с несколько иной стороны. В 1974 г. Джозеф X. Тейлор (р. 1941) и тогда еще его студент Рассел А. Халс (р. 1950) обнаружили, что интенсивность излучения открытого ими пульсара (он назывался PBR 1913+16) регулярно меняется с периодом в восемь часов. Это означало, что пульсар представляет собой двойную звезду, точнее, что он вращается вокруг какой-то другой звезды, которая тоже должна быть весьма массивной и компактной, т. е., скорее всего, тоже нейтронной звездой.

Изменения огромных взаимодействующих гравитационных полей двойного пульсара должны проявляться в излучении гравитационных волн, т. е. в уменьшении энергии этого поля. Действительно, измерение периодов обращения пульсара в течение четырех лет показало, что он уменьшается со скоростью 75 миллионных секунды в год. Уменьшение периода соответствует сближению обоих партнеров этой пары, которое с точностью не хуже 0,5 % соответствует предсказаниям ОТО по потере энергии на излучение гравитационных волн (Нобелевская премия 1993 г.).

Таким образом, впервые была установлена реальность существования гравитационных волн. А уже в конце 2002 г. С. Копейкин и Э. Фомалон (США) сумели впервые измерить скорость этих волн: их наблюдения напоминали наблюдения Эддингтона 1919 г., установившие отклонения света звезд в поле Солнца во время полного солнечного затмения, но если тогда сравнивались только два снимка — до затмения и в момент его максимума, то сейчас регистрировалась скорость уменьшения радиоизлучения квазара при прохождении Юпитера точно между ним и Землей вследствие взаимодействия радио-и гравитационных волн. И их скорости оказались, как и предполагал Эйнштейн, одинаковыми.

Гравитационные волны, конечно, тоже должны состоять из квантов, их называют гравитонами. Гравитоны, как мы говорили, должны иметь нулевую массу покоя и спин 2, их существования требует и теория калибровочной инвариантности, но до сих пор не просматривается никакая реальная возможность их непосредственного наблюдения.

В 1937 г. выдающийся астрофизик Фриц Цвикки (1898–1974) показал, что наблюдаемая масса галактик много меньше той, которая требуется для объяснения их вращения: центростремительная сила и скорость вращения должны убывать от центра к периферии, а они остаются постоянными. Более того, наблюдаемая по свечению масса никак не может уберечь галактики от разлетания.

Значит, в галактиках присутствует некая скрытая, несветящаяся масса, восполняющая наблюдаемую?

Наблюдавшиеся позже облака водорода в галактиках, потухшие звезды и т. д. были не достаточными для объяснения этих эффектов. У многих исследователей получается даже, что на обычную материю в галактиках приходится лишь около 5 % всей массы, а около 25 % — это несветящая материя, участвующая только в гравитационных взаимодействиях и никак себя в остальном не проявляющая. На роль такой материи выдвигаются массивные нейтрино и другие еще не наблюдавшиеся частицы.

Но и это еще не все. Основная проблема космологии — вопрос о расширении Вселенной после Большого взрыва. Здесь возможны, как мы говорили, три модели: расширение продолжается вечно, расширение в какой-то момент должно смениться сжатием (начнется новый цикл существования Вселенной, закрытая модель), Вселенная достигнет какого-то стационарного состояния (нулевой кривизны). Выбор между моделями соответствует средней плотности Вселенной. Для нулевой модели она должна составлять около 5 атомов водорода в куб. метре.

Светящаяся масса составляет почти в 100 раз меньше, т. е. как будто Вселенная должна безудержно расширяться. Но наблюдаемые данные никак с этим не согласуются.

Еще в 1917 г. Эйнштейн феноменологически ввел в свои уравнения так называемый лямбда-член, дополнительную силу отталкивания на больших расстояниях, которая могла обеспечить стационарность Вселенной. Но в 1922 г., после работ Фридмана он отказался от этого решения и даже признавал его своей самой большой ошибкой.

Однако к 1998 г. ряд наблюдений показал, что постоянная Хаббла не является постоянной, а как будто меняется со временем, точнее — Вселенная расширяется с ускорением. Для объяснения такого ускорения приходится постулировать существование темной, т. е. «скрытой» энергии пространства и т. д.

Все эти построения пока что далеки от какого-либо завершения и общего признания, существуют и другие возможности типа видоизменения Закона Всемирного тяготения. Поэтому ограничимся ссылкой на популярное изложение этих теорий[67].

В теории частиц и полей и в космологии остается множество проблем, которые могут, в принципе, кардинально изменить лицо физики. Давайте просто перечислим некоторые из рассматриваемых сейчас возможностей, о которых ранее не упоминали или говорили слишком кратко.

Если Большой взрыв и последующее расширение Вселенной можно считать доказанными, то остаются такие возможности: расширение необратимо, и Мир будет продолжать всегда расширяться, возможно, с постепенным замедлением, или же расширение на каком-то этапе сменится сжатием с возможными повторениями, т. е. не исключено, что Вселенная осциллирует. Выбор между этими возможностями зависит от плотности материи во Вселенной, а для ее оценок нужно выявить всю «темную», несветящуюся материю. Как это сделать?

В момент Большого взрыва возник, точнее, развернулся мир с тремя пространственными и одной временной осью, но кто доказал, что этот мир 3 + 1 является единственно возможным?

Лет сто тому назад в околонаучной литературе были очень модными рассуждения о возможности четвертого пространственного измерения, которое мы, мод, не ощущаем, но которому можно приписать различные таинственные проявления. Вскоре, однако, было показано, что принцип Гюйгенса (он регулирует распространение волн) имеет место лишь в мирах с нечетным числом пространственных осей, т. е. четырехмерный мир невозможен.

Все же, можно предположить, что пространственных измерений на самом деле больше, но все остальные «свернуты», т. е. радиус трех из них пропорционален постоянной Хаббла, а радиус других остается на уровне микрочастиц. Тогда частицы можно рассматривать как окончания «струн», протянутых в этих свернутых измерениях. Некоторые из таких теорий обладают математически изяществом и позволяют строить непротиворечивые теории полей и частиц и избегать многих современных трудностей.

А в одной из теорий А. Д. Сахаров рассматривал случай возможности разворачивания и добавочных временных измерений. В другой, более ранней теории он строил гравитацию не как отдельное поле, а как результат поляризации пространства под действием вакуумных флуктуаций других полей.

Немало внимания уделяется и макроструктуре Вселенной: есть некоторые указания на то, что она отнюдь не однородна — можно выделить группы галактик, нечто вроде стенок между ними и т. д. А может, Больших взрывов было несколько?

Мы несколько раз говорили о том, что гравитационное взаимодействие уменьшает массу тел. Поэтому ее можно считать отрицательной, а тогда можно предположить, что полная масса Вселенной, масса «Папы-атома», равна нулю — масса (энергия) всех тел точно равна энергии их гравитационного взаимодействия. Далее, ясно, что полный электрический заряд Вселенной равен нулю — все тела вместе электрически нейтральны. А что же с остальными зарядами, барионным и лептонными?

Этот вопрос, проблема асимметрии Вселенной, очень беспокоит теоретиков: почему материи настолько больше, чем антиматерии, чему равнялся барионный заряд «Папы-атома»?

Реальны ли бозоны Хиггса, и каковы их свойства? Очень многое в теории покоится на гипотезе об их существовании. Существуют ли суперсимметричные партнеры известных частиц?

Есть, конечно, и теории, в которых строятся субкварковые поля, проверки которых можно ожидать с вводом в строй следующего поколения ускорителей. (Мы не упоминаем о существующих сложностях в уже более или менее развитых теориях — их немало, и их исследования могут радикально менять статус этих теорий.) Представляется, что вряд ли стоит ждать завершения фундаментальной физики в ближайшем будущем.

Отступление III Когда и почему подростки выбирают физику

При каждом внимательном взгляде; брошенном на мир, мы уже теоретизируем.

И. В. Гёте

Я всегда помнил, что будущую специальность, физику, выбрал после прочтения «Гиперболоида инженера Гарина» и газетного сообщения о какой-то совсем непонятной «атомной» бомбе, и произошло это в 1945 г., когда мне было 13 лет.

А через много лет, читая попадавшиеся автобиографии физиков и других ученых, я вдруг осознал, что и они этот выбор совершали примерно в том же возрасте. Вот несколько выписок, почти наугад.

Г.В. Лейбниц: «Когда я начал слушать логику, то был сильно поражен разделением и порядком мыслей, о чем узнал из нее. Я тотчас же начал замечать, насколько это доступно тринадцатилетнему мальчику, что тут кроется нечто значительное». Затем он описывает, как пытался претворить эти идеи в жизнь.

А. Эйнштейн: он вырос в нерелигиозной семье, но в детстве «пришел к глубокой религиозности, которая, однако, уже в возрасте 12 лет резко оборвалась». И далее: «В возрасте 12 лет я пережил еще одно чудо совсем другого рода: источником его была книжечка по евклидовой геометрии на плоскости, которая попалась мне в руки в начале учебного года».

Э. Ферми: в 13 лет к нему случайно попадает книга по физике, а затем он встречает друга отца, инженера Амедеи, который умно и тонко руководит его занятиями.

А.Б. Мигдал, известный физик-теоретик: «Мне было двенадцать лет, когда я раздобыл книгу Доната „Физика в играх“», — и далее описывает, как это увлечение сохранилось навсегда.

Я.Б. Зельдович, знаменитый теоретик-энциклопедист, физико-химик, физик-ядерщик, космолог: «Хорошо помню первый, еще детский (12 лет) выбор области знаний». И дальше он описывает, как физика казалась почти законченной, а потому выбиралась химия — в физику он пришел несколько позже, через химию.

А.П. Александров, физик, президент Академии наук СССР: в 13 лет «вступил в физико-химический кружок — отсюда пошло мое увлечение физикой и химией».

Н.Н. Боголюбов, знаменитый математик: «Еще с двенадцати лет заинтересовался некоторыми вопросами сперва элементарной, а затем и высшей математики».

А вот, не физик, а знаменитый и удачливый изобретатель Генри Форд: «Важнейшим событием моих детских лет была встреча с локомобилем, милях в восьми от Детройта, когда мы однажды ехали в город. Мне было тогда двенадцать лет. Вторым по важности событием, которое приходится на тот же самый год, были подаренные мне часы» — ведь именно Форд впервые построил конвейер на заводе и старался организовать его работу по часам.

Луи де Бройль: ему было ровно 13, когда его старший брат Морис измеряет в домашней лаборатории заряд электрона.

В возрасте двенадцати лет Макс фон Лауэ стал интересоваться физикой, и его мать предоставила ему возможность посещать «Уранию» — берлинское общество популяризации науки.

Но может быть, все эти воспоминания случайны? Выше мы специально отмечали случаи, когда люди попадали в физику позже и притом случайно: например, Дж. Чедвик и Р. Милликен.

Проводить опросы среди коллег, конечно, можно — большинство вспоминает, кстати, именно события в этом возрасте, но лучше поступить по-иному. Я взял для начала биографический справочник (Ю.А. Храмов. «Физики», Москва: Наука, 1983) и составил два графика: количества физиков, родившихся в каждом году после 1880 г. — отдельно для России-СССР и для остального мира.

Графики эти ясно показывают наличие пиков-максимумов (много людей становятся физиками) и провалов-минимумов в какие-то годы. Если бы такие распределения были случайными, то два графика должны были получиться различными — с разным расположением пиков и провалов, а они точно соответствовали друг другу (первые российские пики отставали от общемировых на год-два, но это потом удалось объяснить). Значит, эти максимумы и минимумы чем-то обусловлены и должны иметь какое-то объяснение.

С чем же могут быть связаны эти максимумы? Эйнштейну случайно попала книжка по геометрии, Л. де Бройль видел лабораторию брата, но большинство будущих ученых могли прочесть в газетах и журналах (позднее услышать по радио, увидеть по телевидению) сенсационные известия о каких-то эпохальных открытиях и именно это яркое впечатление могло привлечь их к физике, а не к другой науке или иному виду деятельности. В каком же возрасте такое впечатление оказывается наиболее действенным?

И еще: куда же пойдут потенциальные физики, если в этом возрасте таких впечатлений они не получат? Пришлось составить такие же графики «рождений» для химиков, биологов и математиков: у них тоже есть пики и провалы — но, и это показательно, если рождалось много будущих физиков, то на других графиках в том году — провалы, молодые талантливые люди могли пойти в эти науки, но предпочли физику.

Я сравнил по годам пики рождений физиков с наиболее сенсационными, отраженными в СМИ открытиями. И оказалось, что все пики на графиках рождений физиков как раз соответствуют, с отставанием именно на 11–13 лет, наиболее нашумевшим, а следовательно, и наиболее сильно действующим на воображение открытиям.

Так, в 1895–1896 гг. открыты рентгеновские лучи, электрон, осуществлена беспроволочная телеграфия — им соответствует пик рождения физиков 1881–1882 гг. Этому пику можно присвоить имя Рентгена и Дж. Дж. Томсона или же Попова и Маркони. В Россию тогда известия о новых открытиях поступали с запозданием, и этот пик «рождаемости» приходится на 1883 г.

Следующий пик, 1887–1889 гг., — это пик исследования радиоактивности и Всемирной выставки 1900 г. в Париже с показом достижений века электричества. (Ему, кстати, соответствуют глубокие провалы в распределениях математиков и химиков! В России достижения электротехники не очень видны.)

Пик 1900–1902 гг. — пик имени Резерфорда — Бора, 1911–1913 гг. — планетарной модели атома (опять отставание на два года в России). А пики 1904–1907 гг. соответствуют блистательному подтверждению общей теории относительности экспедицией Эддингтона во время солнечного затмения 1919 г. Возможно, конечно, что с Эйнштейном связан лишь второй пик — 1907 г., а первый обусловлен усталостью от переживаний бессмысленной Мировой войны. В России пик Эйнштейна, самый высокий, проявляется годом позже, он мог быть усилен окончанием гражданской войны к 1921 г.

Весьма характерен провал в аналогичном распределении химиков, родившихся в 1907–1908 гг.: он мог быть вызван как уходом талантов в физику, так и отрицательной реакцией общества на применение отравляющих газов в войне. Очень показательны узкий провал 1910 г. у физиков и строго соответствующий ему пик у химиков: Бор объяснил в 1922–1923 гг. структуру Периодической системы элементов — в физике, кажется, уже все ясно, на передний край выдвигается химия!

(Узость провала и пика подтверждают предположение о малой длительности периода такого воздействия.)

Но уже через год кристаллизуются идеи волновой структуры материи де Бройля-Эйнштейна-Бора и налицо самый резкий пик физиков, родившихся в 1911 г. Пик 1915 г. — отзвук публикаций и дискуссий по принципу неопределенностей Гейзенберга (с 1927 г.). Пик 1920 г. и у физиков, и у химиков — это открытие в 1932–1933 гг. нейтрона, позитрона, дейтерия, построение модели атомного ядра и т. д. Пик 1924–1926 гг. у физиков и провал у химиков могут иметь иную природу: массовое вовлечение ученых в атомные и другие проекты.

Но неужели только будущие физики или, говоря в общем, ученые, изобретатели обладают такой особенностью интеллекта — выбором основных интересов в возрасте около 13 лет?

Нет, конечно, это общее явление, общее свойство нашего сознания или подсознания. Я собрал множество свидетельств (по автобиографиям!) художников, музыкантов, актеров, писателей, политиков (консерваторов и революционеров) — людей самых различных склонностей и специальностей: большинство из них выбирало направленность своего интеллекта, своих устремлений именно в этом возрасте — такое явление можно назвать импрессингом[68]. В статье приведены графики, о которых мы говорили, и проведено их сравнение с аналогичными графиками для политиков, в этой первой публикации явление неудачно называлось интеллектуальным импринтингом. Более популярное описание представлено в израильском еженедельнике «7 дней» от 27 мая 1999.] («импрессия» — впечатление), по некоторой аналогии с известным в психологии животных явлением импринтинга («впечатывание») — молодые животные усваивают определенные навыки (например, следования за матерью, постройки гнезда) только в строго определенный период жизни, и если в этот период им не показали такие действия, они уже никогда эти навыки не приобретут.

С позиций психологии развития, наличие феномена импрессинга можно описать таким образом: анализ явлений сознания и подсознания позволяет выделить в них шесть уровней, постепенно развивающихся в ходе взросления и развития человека — это уровни: 1) сенсорный («ощущаюший»), 2) моторный, 3) когнитивный (познавательный или, скорее, любопытствующий), 4) эмоциональный, 5) уровень стиля мышления, 6) уровень шкалы относительных ценностей и предпочтений. В ходе эволюции животных эти уровни появлялись и развивались постепенно, так что само их количество (и их сложность) увеличивается по мере движения по эволюционной лестнице, от низших животных к высшим. А в соответствии с общими законами биологии развития, можно думать, что и при индивидуальном развитии они проявляются постепенно, как бы поочередно. (Понаблюдайте за развитием любого ребенка.)

Формирование и развитие этих уровней определяется как наследственностью, так и средой, условиями воспитания. Можно предположить, что изменчивость этих уровней после их формирования, особенно в подсознании, не очень велика — поэтому очень трудно воспитать в более позднем возрасте те особенности стиля и приоритетов поведения, морали, которые не были вовремя преподаны и усвоены.

Отсюда следует важность показа подросткам — и именно в возрасте импрессинга — таких впечатляющих, эмоционально насыщенных примеров, картин, явлений, которые, в частности, могут стимулировать в них, если не интерес к карьере будущего ученого, то, во всяком случае, интерес к новому, к возможностям его анализа, к адаптации в нашем быстро меняющемся мире.

Настоящая книга направлена именно к такому показу и поэтому, в основном, предназначена подросткам критического, наиболее восприимчивого, как мы старались продемонстрировать, возраста. Ну а в целом принятие изложенной концепции требует серьезного изменения системы воспитания и преподавания, но такие идеи выходят за рамки нашей задачи.

Поскольку на протяжении книги мы упоминали множество имен, описывали много разных теорий и экспериментов, приведем, только для ориентации, рейтинги известнейших экспериментов и знаменитых физиков. Так, известный английский журнал «Физике Уорлд» провел в 2002 г. опрос среди ученых: какой физический эксперимент за всю историю нашей науки можно считать наиболее красивым?

Рейтинг, по результатам голосования, таков (в скобках год проведения):

1. Эксперимент по интерференции одиночных электронов на двух щелях (год не указан, так как он одновременно был проведен несколькими группами; этот эксперимент, схожий с опытом Юнга, окончательно доказал волновую природу электрона).

2. Эксперимент Галилея с падающими телами (1600-е гг.).

3. Эксперимент Милликена с заряженными каплями (1910-е гг.).

4. Разложение солнечного света в спектр Ньютоном (1665–1666).

5. Эксперимент Юнга по интерференции света (1801).

6. Определение Кавендишем гравитационной постоянной (1798).

7. Измерение радиуса Земли Эратосфеном (III в. до н. э.).

8. Опыты Галилея с шарами на наклонной плоскости (1600-е гг.).

9. Открытие атомного ядра Резерфордом (1911).

10. Маятник Фуко (1851).

В ответах фигурировали и такие эксперименты:

• эксперимент Архимеда по гидростатике,

• определение скорости света Ремером,

• определение механического эквивалента теплоты Джоулем,

• опыты Рейнольдса по течению жидкости в трубах,

• опыт Маха по акустическим ударным волнам,

• опыт Майкельсона-Морли,

• определение максвелловского тока смещения Рентгеном,

• открытие магнитного действия тока Эрстедом,

• опыты Бреггов по дифракции в кристаллах,

• измерение сдвига изображения звезд Эддингтоном и т. д.

Практически все эти эксперименты мы описали[69], а сам рейтинг показывает, что в понятие красоты у физиков входят неожиданность результата и… простота самого опыта. Этот рейтинг можно, в общем, признать справедливым.

Более сложно распределить «по рангам» самых ученых. Такой опрос по рейтингу физиков всех времен был проведен тем же журналом в 1999 г. (каждому из выбранных 120 «судей» — действующих ученых — позволялось назвать до пяти имен). В списке после занятого места указано число отданных голосов:

1. (119) Альберт Эйнштейн (1879–1955).

2. (96) Исаак Ньютон (1642–1727).

3. (67) Джеймс Кларк Максвелл (1831–1879).

4. (47) Нильс Бор (1885–1962).

5. (30) Вернер Гейзенберг (1901–1976).

6. (27) Галилео Галилей (1564–1642).

7. (23) Ричард Фейнман (1918–1988).

8-9. (22) Поль Дирак (1902–1984) и Эрвин Шредингер (1887–1961).

10. (20) Эрнест Резерфорд (1871–1937).

11-13. (16) Людвиг Больцман (1844–1906), Макс Планк (1858–1947), Майкл Фарадей (1791–1867).

14. (13) Энрико Ферми (1901–1954).

15. (6) Мария Кюри (1867–1934).

16-17. (4) Джон Бардин (1908–1991), Л.Д. Ландау (1908–1968).

18-20. (3) Джон Белл (1928–1990), Ганс Бете (1906–2003), Дж. У. Гиббс (1839–1903).

По два голоса были отданы Архимеду, Копернику, Пьеру Кюри, Дж. т-Хофту, Э. Хабблу, И. Кеплеру, В. Паули, У. Шокли, Дж. Дж. Томсону, Ч. Таунсу, X. Юкаве, и еще больший список включает имена, упомянутые лишь по одному разу.

Опрос этот показывает только безусловность первых трех-четырех мест: разница между последующими слишком мала и субъективно окрашена. Но при этом, несомненно, достижения всех названных ученых (как и многих, сюда не вошедших) достойны самого глубокого почтения.

О роли физики и великих физиков в развитии человечества могут говорить результаты широкого (несколько тысяч респодентов) опроса, проведенного в середине XX в. среди преподавателей университетов США и Англии. Нужно было назвать человека, оказавшего наибольшее влияние на интеллектуальное и духовное развитие мира в эпоху после Леонардо и отметить его основную заслугу (в скобках). Опрос показал, что в резко выделяющуюся лидирующую группу вошли восемь имен: У. Шекспир (впервые показана многоплановость личности), У. Блейк (единство словесного и живописного изображения), Н. Коперник (развенчал представления об уникальности Земли), И. Кеплер (показал возможность математического описания явлений природы), Г. Галилей (эксперимент как основа науки), X. Гюйгенс (введения индукции как метода рассуждения и доказательства), М. Планк (введение дискретности, прерывности в науку), А. Эйнштейн (обновление понятий времени и пространства, эволюция Вселенной): шестеро из восьми — физики.

В последующей группе были уже не только физики: наряду с И. Ньютоном и Н. Бором туда вошли Ч. Дарвин, 3. Фрейд, И. Кант, Ф. Достоевский, К. Маркс, Бетховен и др. К таким опросам нельзя относиться чересчур серьезно: в других странах или в иное время они дали бы несколько отличные результаты, но общая тенденция, можно думать, должна была бы сохраниться. (Из нашей прошлой истории можно вспомнить бурную полемику вокруг стихотворения Бориса Слуцкого «Физики и лирики» и фильма М. Ромма «Девять дней одного года» в конце 50-х-начале 60-х гг. XX в.)

1. В ядерной физике и в космогонии приходится пользоваться очень большими цифрами и выписывать их названия становится затруднительным. Ну как, скажем, назвать цифру с 26 нулями? Поэтому принято использовать сокращенную запись в виде степени числа:

1 тысяча = 1 000 → 10³

1 миллион = 1 000000 → 10⁶

1 миллиард (или биллион) = 1 000 миллионов → 10⁹ и т. д.

Аналогичные правила позволяют записывать малые доли чисел:

1 тысячная часть = 1:1000 → 10^-3

1 миллионная часть = 1:1000000 → 10^-6

1 миллиардная часть → 10^-9 и т. д.

2. Единицей работы и энергии в международной системе единиц является джоуль. Однако, это слишком большая величина при рассмотрении, скажем, энергии одного электрона. Поэтому энергию в атомной физике принято измерять в электронвольтах, эВ: это энергия, приобретаемая электроном, прошедшим разность потенциалов в один вольт (в сокращенной записи единиц первая буква фамилии пишется большой). Величина эВ очень мала в сравнении с используемыми в обыденной жизни, одному джоулю соответствует 6,25· 10¹⁸эВ. Для ионизации атома, т. е для освобождения электрона, нужна энергия в несколько эВ. Но в ядерных процессах энергии намного большие, они измеряются в тысячах, миллионах, миллиардах, триллионах эВ. Таким образом определяются:

1 КэВ = 10³ эВ, 1 МэВ = 10⁶ эВ, 1 ГэВ = 10⁹ эВ, 1 ТэВ = 10¹² эВ.

3. Согласно формуле Эйнштейна E = mc², каждой величине массы сопоставляют энергию. И оказывается, что гораздо удобнее измерять массу частиц именно в терминах энергии — при этом отпадает необходимость в выписывании длинных цифр. Ниже, для справок, значения массы электрона и протона приведены в обычных и в энергетических величинах.

4. В обыденной жизни температуру измеряют в градусах, но, поскольку температура — это мера средней кинетической энергии, ее можно измерять в единицах энергии. Для этого нужно умножить температуру в градусах на к = 1,38 · 10^-23 Дж/К — постоянную Больцмана. При этом энергия в 1 эВ соответствует температуре 11 400 °C.

5. Приведем для справок примерные значения некоторых физических величин:

N_A = 6,02·10²³ моль^-1 —число Авогадро, т. е. число молекул в одном моле, в массе вещества, равной его молекулярному весу в граммах;

с = 3 · 10⁸ м/с — скорость света в пустоте;

е = 1,6 · 10^-19 кулон — величина заряда электрона;

ћ = 1,05 · 10^-34 Дж · с — постоянная Планка;

α = е²/с = 1/137 — постоянная тонкой структуры;

k = 1,38 · 10^-23 Дж/К — постоянная Больцмана;

m_е = 9,1 · 10^-28 г ~ 0, 51 МэВ — масса электрона;

m_р = 1,67 · 10^-24 г ~ 0,938 ГэВ — масса протона;

G = 6,67 · 10^-8 см³/г · с² — гравитационная постоянная;

1 световой год (св. год) ~ 10¹³ км,

1 парсек (пк) ~ 3 св. год, 1 Мпс = 10⁶ пс ~ 3 · 10¹⁹ км.

Первую часть[70] этой книги мы начали со слов великого детектива Шерлока Холмса: «Я не раз говорил вам, что когда вы удалите невозможное, то все, что останется, должно быть правдой — как бы оно ни казалось невероятным». Именно они должны быть признаны символом веры, и именно это мы старались показать на протяжении всей книги, которую вы прочли или просмотрели.

Сопоставления детективного расследования и научного исследования — вполне естественны: и тут, и там вы видите и следы, которые могут открыть истину, и множество ложных направлений поиска, в которых так легко запутаться. Но, как любил повторять Эйнштейн, «Бог не играет в кости» — природа управляется не случайностями, а законами, которые нужно открыть и понять, и она сама подсказывает направление поиска, которое люди не всегда сразу же замечают. Вспомним, что до Г. X. Эрстеда, В. Рентгена, К. Андерсона, Б. Джозефсона многие квалифицированные ученые видели, но не обратили внимания на те, казалось бы, очевидные особенности, которые привели к открытиям.

Итак, нужно внимательно смотреть по сторонам, не бояться фантазии, не доверять полностью чужим мнениям, но и не впадать в грех полного неверия, изучать критически то, что уже достигнуто, пытаться создать полную, но свою картину окружающей действительности, той науки, которая вас интересует.

«Наука вовсе не является коллекцией законов, собранием несвязанных фактов, — пишут Эйнштейн и Инфельд в своей книге. — Она является созданием человеческого разума с его свободно изобретенными идеями и понятиями. Физические теории стремятся образовать картину реальности и установить ее связь с обширным миром чувственных восприятий».

Ждут ли нас новые открытия, и если да, то где? Я старался не затушевывать имеющиеся трудности, неясности в развитых, казалось бы, теориях — во всех них можно и должно искать новые явления. Помимо того, все время возникают новые направления научного поиска — и они открываются порой на давно как будто заезженных дорогах.

Так, топографы вдруг обнаружили, что они не могут назвать длину береговой линии Англии: ведь с увеличением масштаба карт проявляются новые подробности этой линии и растет ее длина, которую измеряют линейкой по карте, — на каком же масштабе нужно остановиться? Эта проблема не является, конечно, практически важной, но вот другая, математически того же класса: многие химические процессы резко ускоряются на поверхности катализатора, например платины, и при этом можно создать не гладкую поверхность, а причудливо «корявую», но как измерить ее площадь? Для всего этого пришлось развивать так называемую фрактальную геометрию (мы упоминали о ней в связи с теорией фазовых переходов К. Вильсона) — береговая линия Англии не имеет, как обычная линия, размерность 1, а некоторую промежуточную между 1 и 2 (размерности длины и площади), размерность площади катализатора — промежуточная между 2 и 3, т. е. между размерностями площади и объема, и т. д.

В 1963 г. метеоролог Эдвард Лоренц положил начало новому направлению не только в физике атмосферы, но во всем естествознании — исследованию хаоса в детерминированных системах. Он просчитал на компьютере, как казалось, простейшую задачу, решение системы трех уравнений, и совершил замечательное открытие — увидел множество явлений, для которых невозможен долгосрочный прогноз: малейшая — и неизбежная! — неточность в начальных данных ведет к абсолютно различным последующим мирам. Много раньше об этом писал М. Борн, но не сумел превратить такую идею в новое направление. Есть известный рассказ Рэя Брэдбери о путешественнике в прошлое, который нечаянно раздавил там бабочку и вернулся в совершенно иной мир — закономерности, открытые Э. Лоренцем, иногда именуют «эффектом бабочки». Это новое научное направление (его называют нелинейной динамикой, иногда синергетикой) можно назвать теорией хаоса, а применимо оно не только к физике, но и к поведению финансовых рынков, к анализу кардиограмм, к деятельности антиглобалистов и террористов и т. д. и т. п., но для изложения этих идей нужно писать новую книгу[71].

Во время обсуждения в Сенате США весьма дорогостоящего проекта нового ускорителя кто-то из сенаторов задал замечательному теоретику Дж. Швингеру такой вопрос: «Когда же вы, наконец, построите эту вашу теорию элементарных частиц?». Швингер ответил примерно так: «Не знаю, но вполне возможно, что именно сейчас, где-нибудь в сельских районах Огайо или Миннесоты, растет мальчишка, в голове которого формируются нужные для этого новые идеи. Подождем его, а пока будем работать и надеяться, что новый ускоритель и наша работа ускорят его приход».

И еще одно, главное: Макс Планк пишет в автобиографии, что новые теории побеждают не потому, что кого-то удается переубедить, а потому, что старые ученые уходят, а молодые, только вступающие в науку, привыкают к новым воззрениям.

Науки вообще, и физика в частности, меняются с каждым поколением, и они ждут эти новые поколения, задачу которых сформулируем очень точными словами Льюса Кэррола из бессмертной «Алисы в Зазеркалье»: «Здесь, как видишь, надо бежать, что есть мочи, чтобы только удержаться на месте. А если тебе надо попасть в другое место, то ты должен бежать еще в два раза быстрее».