Помнится, основным стимулом для нас в то время было скорее показать, что преобладающие взгляды ошибочны, чем предложить какое-то конкретное решение проблемы. Наше предположение казалось настолько безумным, что мы сами сильнее всех удивились, когда прошло всего три года – и оказалось, что наша еретическая теория верна!
Вернемся в 1917 г. Вспомним, что Эйнштейн разработал ОТО и у него возникло «учащенное сердцебиение» от радости, когда он обнаружил, что сумел объяснить прецессию перигелия Меркурия. Однако ему нужно было что-то сделать с тем фактом, что его теория не могла объяснить модель стационарной Вселенной, которую он тогда полагал верной.
Если бы Эйнштейн был больше убежден в своей правоте, то, вероятно, пришел бы к выводу, что Вселенная не может быть статичной, но он не стал этого делать. Вместо этого Эйнштейн заметил, что можно внести в теорию маленькую поправку, которая бы полностью соответствовала математическим аргументам, натолкнувшим его на разработку ОТО, и при этом, казалось, допускала существование стационарной Вселенной.
Несмотря на сложность конкретных деталей, общая структура уравнений ОТО по Эйнштейну более или менее проста. Левая часть уравнения описывает кривизну Вселенной, а следовательно, и силы гравитации, которые действуют на вещество и излучение. Они определяются величиной в правой части уравнения, которая отражает общую плотность энергии и материи всех типов, какие только существуют во Вселенной.
Эйнштейн обнаружил, что можно добавить в левую часть уравнений небольшое постоянное слагаемое, которое бы представляло очень слабую неизменную отталкивающую силу, действующую по всему пространству в дополнение к привычному гравитационному притяжению между всеми телами, слабеющему с увеличением расстояния. Если эта сила достаточно мала, то ее невозможно зарегистрировать ни на привычных человеку масштабах, ни даже в масштабе Солнечной системы, где, судя по наблюдениям, так прекрасно действует закон всемирного тяготения Ньютона. Однако Эйнштейн рассудил, что если эта постоянная сила действует по всему пространству, то в масштабах галактики она накапливается и, вероятно, способна противостоять силе притяжения между очень далекими телами. Отсюда он заключил, что в результате Вселенная может быть стационарна на самых крупных масштабах.
Эйнштейн назвал это дополнительное слагаемое космологическим членом, но, поскольку это всего лишь постоянная добавка, в наши дни принято называть этот член космологической постоянной.
Когда же Эйнштейн узнал, что Вселенная на самом деле расширяется, то отказался от этого слагаемого и даже, как говорят, назвал решение ввести его в уравнения своим «величайшим заблуждением».
Однако избавиться от космологической постоянной оказалось непросто. Это как пытаться затолкать зубную пасту обратно в тюбик. А все потому, что теперь у нас совершенно иное представление о космологической постоянной, и, если бы Эйнштейн не ввел ее, наверняка за минувшие десятилетия это сделал бы кто-нибудь другой.
Перенести слагаемое Эйнштейна из левой части уравнений в правую – это маленький шаг для математика, но огромный скачок для физика. С математической точки зрения это тривиально, но стоит перенести это слагаемое в правую часть уравнения, где находятся все члены, отвечающие за энергию во Вселенной, и оно с физической точки зрения станет обозначать нечто совсем другое, а именно новую составляющую общей энергии. Но что же может представлять это слагаемое?
Ответ прост: ничто.
Ничто не в смысле «ничего», а именно в смысле «ничто» – в нашем случае это то ничто, которое мы обычно называем пустым пространством. Я имею в виду, что, если взять какой-то объем пространства и очистить его от всего – от пыли, газа, человечков и даже проходящего сквозь него излучения, то есть вообще от всего, и если оставшееся пустое пространство будет тем не менее что-то весить, это и будет соответствовать существованию космологического члена, подобного тому, что изобрел Эйнштейн.
Согласитесь, от этого космологическая постоянная Эйнштейна выглядит еще диковиннее! Ведь любой третьеклашка скажет, сколько энергии содержится в пустом пространстве, где нет ничего, даже если впервые слышит слово «энергия»: нисколько.
Увы, большинство третьеклашек не изучают ни квантовую механику, ни теорию относительности. Ведь стоит применить результаты специальной теории относительности (СТО) Эйнштейна к квантовой Вселенной, как пустое пространство станет еще причудливее. Настолько, что даже физикам, открывшим и изучавшим его поведение, было очень трудно поверить, что такое и правда может существовать в реальном мире.
Первым, кому удалось применить теорию относительности к квантовой механике, был блестящий и немногословный британский физик-теоретик Поль Дирак, который к тому времени уже сыграл важнейшую роль в разработке квантовой механики как теории.
Квантовую механику разрабатывали с 1912 по 1927 г., в основном трудами другого легендарного гения – датского физика Нильса Бора – и блестящих юных дарований – австрийского физика Эрвина Шрёдингера и немецкого физика Вернера Гейзенберга. Бор первым высказал предположение о существовании квантового мира, а Шрёдингер и Гейзенберг отточили математическую сторону теории. Этот мир отвергает все представления о природе вещей, которые диктует житейский опыт и здравый смысл. Сначала Бор предположил, что электроны в атомах вращаются по орбитам вокруг центрального ядра, как планеты вокруг Солнца, но показал, что наблюдаемые законы атомных спектров (частот излучения, испускаемого разными элементами) можно понять только в том случае, если электроны почему-то могут иметь стабильные орбиты только на определенном наборе «квантовых уровней» и не могут свободно падать по спирали к ядру. Они перемещаются с уровня на уровень, поглощая или испуская лишь дискретные частоты – кванты света, те самые кванты, о которых впервые заговорил в 1905 г. Макс Планк, когда пытался понять, как возникает специфический спектр излучения нагретого тела.
«Правила квантования» Бора были сформулированы лишь для ответа на конкретный вопрос. Однако Шрёдингер и Гейзенберг независимо показали в 1920-е гг., что эти правила можно вывести из неких общих принципов, если предположить, что законы динамики электронов отличаются от законов динамики макроскопических тел вроде теннисных мячиков. Электроны умеют вести себя не только как частицы, но и как волны, они распространяются во всем пространстве (отсюда и «волновая функция» электронов по Шрёдингеру). Было показано, что результаты измерения свойств электронов могут дать лишь вероятностные оценки, причем различные комбинации их разных свойств невозможно измерить одновременно (отсюда принцип неопределенности Гейзенберга).
Дирак показал, что математический аппарат, при помощи которого Гейзенберг описывал квантовые системы (за что и получил Нобелевскую премию в 1932 г.), можно вывести из тщательно выстроенной аналогии с давно известными законами динамики макроскопических объектов. Кроме того, впоследствии он сумел показать, что математическую «волновую механику» Шрёдингера можно вывести таким же образом и что она формально эквивалентна формулам Гейзенберга. Но Дирак также знал, что квантовая механика Бора, Гейзенберга и Шрёдингера при всех своих достоинствах применима лишь к системам, в которых действуют не законы относительности Эйнштейна, а законы Ньютона, те самые, что управляют классическими макроскопическими системами, по аналогии с которыми были выстроены квантовые системы.
