В 1901 г. герой романа Герберта Уэллса «Первые люди на Луне», незадачливый лондонский бизнесмен Арнольд Бедфорд, решает уехать в деревню, надеясь написать пьесу и так поправить свои дела. Как вы, возможно, догадались из названия, вместо этого он отправляется на Луну. Изобретение его другом-физиком Кейвором материала, названного кейворитом, — особой пасты, которая позволяет отклонять гравитацию от всего, что ею покрыто, — делает путешествие возможным. По сюжету, воспользовавшись покрытым кейворитом металлическим шаром, Бедфорд и Кейвор попадают на Луну, откуда после приключений удается благополучно вернуться только Бедфорду, а Кейвор останется томиться узником у жителей Луны, селенитов[1 ]H. G. Wells, The First Men in the Moon (London: Newnes, 1901)..
.
Хотя некоторые идеи Бэбсона казались чудачеством даже с точки зрения научной фантастики, стоит отметить, что существует загадочная сила противодействия гравитации. Сегодня наиболее близкой к придуманному Уэллсом кейвориту субстанцией можно считать ставшую в последние годы весьма популярной так называемую темную энергию. Считается, что эта таинственная сила, открытая в 1998 г., пронизывает все пространство космоса, заставляя нашу Вселенную расширяться с ускорением. Как и в случае с упоминавшейся выше темной материей, мы можем наблюдать и даже измерять последствия существования темной энергии, но не можем определить ее фундаментальную природу. Более того, сейчас физики рассматривают темную энергию в качестве доминанты, то есть главного фактора развития Вселенной. Свидетельства об этом накапливались постепенно, начиная с 1980-х гг., но лишь прямое измерение ускорения Вселенной и открытие отклонений от точного соответствия закону Хаббла это подтвердили.
В 1920-х гг. очень непросто было принять открытия и идеи Хаббла, которые говорили о том, что Вселенная не статична. Кроме того, они подразумевали возможность расширения Вселенной даже с некоторым ускорением, что дополнительно осложняло общую картину ее развития. В отличие от многих других идей, обсуждаемых в этой книге, природа и сущность темной энергии пока не получили никакого объяснения, и мы не имеем ее теоретического описания. Более того, как справедливо отмечает историк науки Ричард Панек, «…само использование прилагательного или эпитет, а темный по отношению к таким понятиям, как материя и энергия, способно привести нас к безнадежной семантической путанице или ловушке. Дело в том, что в отношении материи и энергии прилагательное „темный“ вовсе не означает темноту черной дыры или дальнего космоса. Применительно к материи и энергии слово темный означает лишь то, что мы не понимаем смысл используемых понятий и, возможно, никогда не поймем»[3 ]Richard Panek, The 4% Universe: Dark Matter, Dark Energy, and the Race to Discover the Rest of Reality (New York: Mariner Books, 2011), xv; книга содержит детальное описание поисков сверхновых и открытия темной энергии. Наше нынешнее понимание — это просто временная «заглушка», с которой предстоит разобраться, если мы вообще когда-нибудь сумеем разгадать природу темной энергии.
Попытки понять тайну, связанную с силами гравитации, начались очень давно, задолго до фантастического путешествия героев Уэллса. Еще в 1692 г. молодой английский теолог Ричард Бентли расспрашивал самого Исаака Ньютона о наиболее фундаментальной загадке, скрытой в теории тяготения. Вопрос относился к устойчивости Вселенной, описываемой теорией Ньютона, и был сформулирован следующим образом: если Вселенная заполнена материей, которая притягивает другую «материю» посредством силы гравитации, то почему такая Вселенная остается в равновесном состоянии, а не коллапсирует? Вопрос возник в связи с тем, что Бентли готовил первый цикл лекций Роберта Бойля — особая честь, которой он был обязан политическому маневрированию Ньютона. Бойль прославился своими исследованиями свойств газов, но был также весьма набожным человеком и поэтому предложил из собственных средств денежную награду за цикл лекций в защиту христианства. Именно в процессе работы над ними Бентли тщательно изучил книгу и задал вопрос Ньютону, как раз когда трудился над своими лекциями. В своем ответе Ньютон признавал, что его теория требует, чтобы «…все такие материальные частицы, расположенные в бесконечном пространстве, должны быть настолько точно сбалансированы друг с другом, чтобы они могли находиться в идеальном равновесии. Я абсолютно убежден, что это трудно сделать, причем не c одной иглой, а с их бесконечным числом (так как их так же много, как частиц в бесконечном пространстве) точно расположенных в своих точках»[4 ]Edward N. Zalta, ed., The Stanford Encyclopedia of Philosophy, s.v. «New ton’s Philosophy, ” by Andrew Janiak, last revised May 6, 2014, http://plato.stanford. edu / archives / sum2014 / entries / newton-philosophy /; and Panek, 4% Universe, 60.
Позднее, в 1700 г., Бентли стал магистром Тринити-колледжа в Кембридже (alma mater Исаака Ньютона, где он учился и работал) и занимал этот пост около 30 лет. Он был честолюбивым и надменным человеком, вследствие чего стиль его руководства считается до сих пор противоречивым и спорным. Тем не менее, несмотря на несколько попыток, его так и не удалось сместить. Однако именно Ньютона Бентли постоянно поддерживал и даже курировал второе издание его великой книги «Начала» в издательстве Cambridge University Press, которым руководил как владелец. Их дружба началась до правления Бентли в Тринити, в то время, когда он просил содействия Ньютона в использовании теории гравитации для доказательства и демонстрации того, что Солнечная система была создана Божественным провидением. Бентли искал свидетельства проявления воли Бога и считал таковыми физические взаимодействия между материальными телами. Упомянутый выше вопрос, заданный им Ньютону, имеет очень глубокий физический смысл. Он затрагивает самую сущность рассматриваемой проблемы гравитации, а именно принцип мгновенного действия на расстоянии, который подразумевается теорией гравитации, о чем Ньютон дискутировал в кратком заявлении в первом издании «Начал» в 1687 г. После бесед и переписки с Бентли Ньютон заменил это краткое утверждение на более подробный и детализированный раздел во втором издании (1713 г.), названный им «Общей схолией». В новом издании Ньютон прямо использовал представление о Божественном действии, объясняя его так: «…чтобы системы неподвижных звезд не падали друг на друга под воздействием сил тяготения, Бог разместил их на достаточно больших удалениях друг от друга». Ньютону пришлось обратиться к представлению о Божественной воле, поскольку верил, что простая случайность не могла бы создать необходимую для равновесия звездную конфигурацию и сохранять ее в течение достаточно долгого времени. Отвечая Бентли, Ньютон утверждал: «Гравитация должна вызываться агентом, действующим постоянно и по определенным законам, а является этот агент материальным или нематериальным — я предоставляю размышлению своих читателей»[5 ]Panek, 4% Universe, 60; and Isaac Newton to Richard Bentley, February 25, 1692, THEM00258, 189. R.4.47, fols. –, Newton Project, Trinity College Library, Cambridge, U. K., доступно с 15 сентября 2015, www.newtonproject. sussex.ac.uk / catalogue / record / THEM00258. Латинский текст и английские переводы в главных изданиях приводятся на сайте http://isaacnewton.ca / newtons-generalscholium /, part of the Newton Project Canada. См. также книги: Philosophiae naturalis principia mathematica (Cambridge: Cambridge University Press, 1687); and Isaac Newton’s Philosophiae naturalis principia mathematica: The Third Edition, 1726, with Variant Readings, ed. A. Koyre and I. B. Cohen с участием A. Whitman (Cambridge, MA: Harvard University Press, 1972).. Это утверждение было, конечно, вполне убедительной основой, позволяющей Бентли в упомянутых выше лекциях для Бойля доказывать существование установленного Богом порядка, однако при этом сам поставленный вопрос остался без ответа, поскольку физическая природа гравитации осталась неясной.
В те времена для объяснения устойчивости Вселенной и ее спасения от коллапса самому Ньютону пришлось прибегнуть к представлению о Божественном воздействии. Представьте себе, насколько сложнее придумать объяснение для обнаруженной и предлагаемой Хабблом ситуации с расширяющейся Вселенной. Если бы Вселенная расширялась с постоянной скоростью, то обнаруженная Хабблом линейная зависимость между расстоянием и скоростью должна была сохраняться вечно. Во Вселенной, заполненной материей, в одних областях ее будет больше и там начнется накопление вещества но, соответственно, в других областях будет наблюдаться его дефицит, в результате чего в более плотных областях произойдет коллапс, а в более разреженных начнется расширение этих областей. В конечном счете на очень далеких от нас расстояниях мы должны будем наблюдать все более заметные отклонения галактик от прямой линии на диаграмме Хаббла. Для обоснования постоянного расширения Вселенной необходимо было провести измерения на более далеких расстояниях. Лишь осуществив картографирование и зондирование далеко за рамками области на оси скоростей диаграммы Хаббла, астрономы могут вновь пользоваться красным смещением получаемых из спектральных линий гораздо более удаленных галактик. Вопрос заключался в том, каким образом можно точно измерять расстояния там, где уже нельзя прослеживать и идентифицировать отдельные цефеиды, как это делал Хаббл. Для рассмотрения удаленных галактик необходимо было применять более надежные, если не лучшие, свечи, чем близко расположенные к нам цефеиды.
Ключевое открытие, позволяющее расширить границы применимости закона Хаббла до самых удаленных областей Вселенной, сделал его современник и конкурент (в качестве первооткрывателя темной материи) Фриц Цвикки, обнаруживший новый класс ярких космических «маяков», располагающихся далеко за пределами, которые изучали Хаббл и Мильтон Хьюмасон. В 1943 г. Цвикки и Вальтер Бааде рассчитали, что при некоторых специфических условиях внутри ядра звезды может происходить цепочка ядерных реакций, приводящая к коллапсу. За 10 лет до этого Джеймс Чедвик обнаружил электрически нейтральную субатомную частицу — нейтрон. Это позволило предположить, что при коллапсе звезды от нее может остаться лишь сверхплотное ядро из нейтронов. Это происходит вследствие бурного выброса внешних слоев звезды под воздействием ударных волн, возникающих при взрыве. Остающиеся при этом в ядре нейтроны оказываются «упакованы» настолько плотно, что, например, одна чайная ложка вещества нейтронной звезды должна весить около 10 трлн кг! Из теории Чандры, Цвикки и Бааде следует, что непосредственно перед коллапсом умирающая звезда становится особенно яркой. Их назвали сверхновыми. Предсказав массивным звездам такую печальную участь, Цвикки занялся наблюдениями, пытаясь зарегистрировать в космосе особые, необычайно яркие взрывы, соответствующие их гибели, и даже заказал для обсерватории Маунт Паломар специально спроектированный для поиска таких объектов телескоп с апертурой 45,7 см. В конце концов астроном обнаружил конечные продукты гибели звезд, но поиски оказались слишком долгими и трудными. История этого открытия Цвикки была отражена в нескольких публикациях газеты The New York Times, включая статью в разделе Science News Review, озаглавленную «В небесах появилась еще одна взорвавшаяся звезда». Позднее выяснилось, что какой-то английский астроном-любитель нечаянно обнаружил первый (то есть первый точно идентифицированный) взрыв сверхновой, который произошел 12 столетий тому назад в созвездии Геркулеса. 29 декабря 1934 г. в журнале Science News Letters было опубликовано сообщение, в котором астроном Харлоу Шепли заявил, что открытие сверхновых звезд следует считать самым выдающимся достижением современной астрономии. Отметив сходство возникающих при таких взрывах объектов, Бааде в статье 1938 г. предположил, что эти объекты можно считать стандартными свечами для астрономических наблюдений, но одновременно отмечал, что сбор необходимых данных может потребовать многолетних усилий[6 ]W. Baade, «The Absolute Photographic Magnitude of Supernovae, ” Astrophysical Journal 88 (1938): 285–304..
В этой игре принял участие и Эйнштейн. Вы, возможно, уже заметили, что Эйнштейн оказывался участником (если не центральным действующим лицом) почти всех событий в космологии за последнее столетие. В этой связи полезно проследить историю того, как долго Эйнштейн занимался переделкой уравнений своей общей теории поля, то вводя в них так называемую космологическую постоянную лямбда (Λ), то изменяя ее. Эйнштейн ставил своей целью сохранение описания стабильной (устойчивой) Вселенной и поэтому сам убрал лямбду из уравнений, когда обнаруженное Хабблом расширение сделало ее ненужной и в конечном итоге заставило Эйнштейна сдаться, то есть признать «подвижность» Вселенной.
Позднее, уже в наши дни, выяснилось, что космологический член, с помощью которого Эйнштейн пытался подправить уравнения, оказался ошибкой, неожиданно полезной для современной астрофизики, хотя и совершенно не в той роли, которую первоначально предполагал для нее сам Эйнштейн. В его полевых уравнениях этот член вводился для обозначения сил гравитационного отталкивания, которые должны были тщательно сбалансировать силы притяжения и тем самым сохранить статичность Вселенной. Однако предложенное в уравнениях Эйнштейна космологическое равновесие оказалось шатким и неустойчивым. Любое, даже самое незначительное изменение условий ее существования должно было бы приводить Вселенную к гибели. Состояние Вселенной стало напоминать положение стоящего на цыпочках. При одном легком толчке он просто мог бы упасть.
Но для Вселенной любое малое воздействие может привести к катастрофе. Ничтожное изменение значения лямбды в одну сторону привело бы ее к расширению с ускорением, а с другой стороны, небольшое сжатие приведет к тому, что все существующее (как и предполагал раньше Бентли), придет к полному коллапсу. Кажется, Эйнштейна не беспокоила эта деликатная проблема отсутствия стабильности, но Артур Эддингтон сразу понял связанные с ней сложности.
Эддингтон обратил внимание на результаты, полученные Весто Слайфером, и еще в 1923 г. начал размышлять о глубоком физическом смысле, связанном с величиной лямбды. Когда Хаббл только задумывался о возможности расширения Вселенной, Эддингтон уже считал, что роль космологической постоянной в этом более существенна. Обсуждая данную тему в своем докладе на собрании Международного астрономического союза в сентябре 1932 г. в Кембридже, он не только поддержал предложенные Жоржем Леметром решения уравнений Эйнштейна для расширяющейся Вселенной, но и доказывал возможность существования не равной нулю космологической постоянной. Позднее Эддингтон, описывая свою роль в истории этой эпохи, сравнивал себя с сыщиком: «…я напоминал детектива в погоне за преступником по имени космологическая постоянная. Я уже знаю о существовании преступника, но мне еще ничего не известно о его внешности (например, о том, какой у него рост и т. п.)… Первым делом я разыскиваю его следы на месте преступления. Поиск привел к следам или к тому, что выглядит как следы: разбеганию спиральных туманностей»[7 ]A. S. Eddington, The Mathematical Theory of Relativity (Cambridge: Cambridge University Press, 1923) 119–46, 152–61; and Eddington, The Expanding Universe (Cambridge: Cambridge University Press, 1933), 102.
В отличие от Эйнштейна Эддингтон рассматривал лямбду-член в уравнениях не в качестве проблемы, а скорее в качестве решения проблемы, и предполагал, что именно эта константа характеризует силу, вызывающую ускорение за пределами границ измерений Хаббла. Он полагал, что такой эффект легко обнаружится, когда в диаграмму Хаббла будут добавлены данные по более далеким галактикам. Поскольку ускорение представляет собой изменение скорости во времени, Эддингтон понимал, что для выяснения сути задачи необходимо вернуться в прошлое Вселенной и погрузиться во все более удаленные от нас периоды ее истории. В его времена было сложно обсуждать вопрос об экспериментальных наблюдениях такого рода, поскольку тогда не могли измерять расстояния до объектов, лежащих далеко за пределами цефеид, выступавших в качестве единственных «космических линеек».
Эддингтон был блестящим ученым, но (как мы могли уже видеть на примере истории с отказом признавать существование черных дыр) имел склонность относиться к своим научным идеям и убеждениям с большой пристрастностью. Поэтому, когда все мировое астрономическое сообщество (включая Эйнштейна) окончательно смирилось с мыслью о том, что теория расширяющейся Вселенной не нуждается ни в какой константе лямбда, Эддингтон долго отказывался признать этот факт. В статье 1932 г., написанной совместно с де Ситтером, Эйнштейн сам вычеркнул из уравнений лямбду-член. При этом, впрочем, он оставил себе шанс на пересмотр этого решения в будущем, вписав в текст фразу о том, что «…возрастающая точность астрономических наблюдений может позволить нам в будущем определить знак и величину этого члена»[8 ]A. Einstein and W. de Sitter, «On the Relation Between the Expansion and the Mean Density of the Universe, ” Proceedings of the National Academy of Sciences 18 (1932): 213.. Но при этом (несмотря на достигнутый консенсус и отказ от учета лямбды) для описания «новой», обнаруженной Хабблом расширяющейся Вселенной необходимо было ответить на целый ряд важных вопросов, относящихся к проблеме гравитации. Однако вопросы оставались даже при консенсусе о мире без лямбды-члена. Открытие Хаббла продемонстрировало, что расширение Вселенной преодолевает влияние гравитации. Но всегда ли гравитация имела современный вид? Сохранятся ли эти особенности в будущем? Как они выглядели в далеком прошлом?
