Но все же с помощью интеграла по траекториям он сам удивительным образом сгладил это противоречие. Он блестяще показал, что, несмотря на все экзотические возможности, которые возникают в квантовой физике, принцип наименьшего действия определяет, что классическая траектория является наиболее вероятной.
Тем не менее по мере движения вглубь субатомной реальности возникает все больше и больше квантовых чудес, и в их числе – коррекции, представленные разными типами диаграмм Фейнмана.
Уилер несомненно верил, что «сплав» Фейнмана имеет больше смысла, чем классическая и квантовая механика в отдельности, но он хотел расширить такой подход. Он знал, что многие великие умы уже работали над приложениями квантовой электродинамики, и поэтому он втихую решил отойти от этой сферы и поискать способы, которыми можно приложить интеграл по траекториям к другой неисследованной области, такой как гравитация.
Соседом Уилера через улицу был ткач, и его ремесло, работа с основой и утком на ткацком станке, очаровывало Джона. Как вспоминала его дочь Элисон, отца интриговала идея сшивания реальности из нитей различных возможностей. Он иногда думал, не применить ли интеграл по траекториям ко всей вселенной. «Мой отец говорил об основе и утке истории, – рассказывала Элисон. – У вас есть отдельные потоки и пересечения, позволяющие обогатить историю»80.
Чтобы спрясть такую концепцию, Уилеру требовалось научиться использовать два ткацких станка одновременно. Первым был механизм Фейнмана, интеграл по траекториям, который Джон знал хорошо, тот выглядел новым и готовым к использованию. Второй принадлежал Альберту Эйнштейну: общая теория относительности, определяющая, как сшивается ткань вселенной. Австриец предложил эту концепцию в 1915-м, и многие считали, что она устарела. Но Уилер видел в ней потенциал, он не против был отряхнуть с этого «станка» пыль, смазать механизм, чтобы он работал лучше нового.
Немного возможностей
В конце сороковых – начале пятидесятых практически ни один молодой исследователь в США не интересовался теорией относительности. Конечно, был Питер Бергман, работавший с Эйнштейном и написавший один из учебников по теме, и Брайс Девитт, читавший этот учебник и желавший связать теорию с методами Джулиана Швингера для квантовой электродинамики. Но кроме этих редких исключений аспиранты и молодые преподаватели не трогали тему с дырой в десять парсеков (слегка преувеличенно, но вы схватили идею). Многие научные журналы, такие как Physical Review, просто не рассматривали статьи по теме.
Можно поразмыслить над причинами такого пренебрежения.
Эйнштейн был очень стар, живое напоминание о том, сколько лет прошло с того времени, когда теория относительности попала в заголовки газет, с 1919 года, когда наблюдения за солнечным затмением подтвердили одно из его важнейших предсказаний. Помимо того, мало что из новых экспериментальных результатов могло вдохновить ученых на развитие темы. Автор сам не развивал ее, сфокусировался на создании общей теории поля, попытке модифицировать общую теорию относительности так, чтобы включить в нее электромагнетизм.
Главным приложением общей теории относительности была космология, изучение вселенной. Этот предмет включал в себя несколько хорошо известных решений уравнений Эйнштейна, найденных благодаря упрощающим допущениям, таким как однородность пространства.
Ключевым прорывом оказалось открытие Эдвина Хаббла в 1929 году, что все галактики (за исключением наших ближайших соседей, которые связаны гравитационно) удаляются друг от друга. Интерпретировали этот факт так, что космос постоянно расширяется с возрастающей скоростью.
Две школы ученых спорили по поводу того, что означает такое расширение. Первая, возглавляемая Георгием Гамовым и базирующаяся на идеях Александра Фридмана, Жоржа Леметра и других, отстаивала тезис, что вселенная должна иметь горячее начало, когда вся материя и энергия были сосредоточены в крохотном объеме. Гамов приводил для этого два доказательства, о первом мы уже знаем, это расширение космоса, второе – создание более сложных элементов из простых, гелия – из водорода. Объем гелия, который мы наблюдаем сейчас, мог быть создан только в исключительно горячих условиях юной компактной вселенной, звезды просто не в состоянии сгенерировать такое его количество.
Гамов работал с Ральфом Алфером и опубликовал свою гипотезу в 1948 году. Играя с греческим алфавитом, с первыми тремя буквами, альфа, бета и гамма, он поместил Бете между собой и Алфером, пусть даже Бете непосредственно не участвовал в работе. После этого с Алфером, Бете и Гамовым в заголовке теория стала называться «альфа-бета-гамма теорией».
Три астронома, Фред Хойл, Герман Бонди и Томас Голд, составляли оппозиционный лагерь. Хойл именовал модель Гамова «Большим взрывом» и насмехался, что вся материя и энергия в ней появились в один миг из чистого ничего. Его собственная гипотеза называлась «стационарной моделью», и в ней постулировалось постепенное возникновение новой материи в крошечных количествах на протяжении долгих эонов. Вселенная расширяется, и девственная материя медленно сгущается в зарождающиеся галактики, которые постепенно заполняют пространство между старыми.
Следовательно, космос выглядит примерно одинаковым всегда.
И Большой взрыв, и стационарная модель подчиняются космологическому принципу, который определяет, что пространство и распространенная в нем материя однородны по всем направлениям. Иными словами, никакая часть вселенной в принципе не отличается от любой другой.
В результате они описываются в общей теории относительности простыми решениями уравнений Эйнштейна, которые одновременно изотропны (идентичны по всем направлениям) и гомогенны (сходны везде).
Однако лишь некоторые решения отвечают таким требованиям.
Как подчеркивали Бонди и Голд, стационарная модель соответствует тому, что они называли «совершенным космологическим принципом». Более строгий, он требовал, чтобы вселенная как целое выглядела примерно одинаково во времени, как и в пространстве. Поскольку новые галактики возникают везде, где существуют провалы между старыми, мироздание постоянно получает «уколы» космического коллагена и стареет так же мало, как Дориан Грей.
Подобно простому космологическому принципу, совершенный космологический принцип ограничивает число возможных решений уравнений Эйнштейна.
Поскольку хватало небольшой ее части для понимания известных космологических решений, и имелось лишь несколько приложений в других областях, общая теория относительности не имела шансов привлечь физиков в начале пятидесятых. Многие смотрели на нее как на «песочницу для математиков»81.
Тем не менее свежий взгляд, представленный в статье Оппенгеймера от 1939 года, и собственные мысли по поводу фундаментальных ингредиентов природы воодушевили Уилера на то, чтобы пойти против тенденции, оживить старую тему.
Края общей теории относительности
В начале 1952 года, когда проект «Маттерхорн» был в полном разгаре, мысли Уилера редко обращались к фундаментальным основам вселенной. Обозревая совместную с Нильсом Бором работу в ядерной отрасли, он наверняка возвращался к 1 сентября 1939 года, когда вышла их известная статья в Physical Review.
