Черные дыры и молодые вселенные - читать онлайн книгу. Автор: Стивен Хокинг cтр.№ 17

Принцип неопределенности Гейзенберга показал, что нельзя точно измерить состояние системы, а потому невозможно предсказать вероятности реализации тех или иных вариантов будущего. И вот этот-то элемент случайности очень озаботил Эйнштейна. Он отказывался верить, что физические законы не могут точно и однозначно предсказать, что произойдет. Но все свидетельствовало о том, что от феномена кванта и принципа неопределенности никуда не деться и что они заняли свое место во всех отраслях физики.

Общая теория относительности Эйнштейна – это так называемая классическая теория, то есть она не включает в себя принцип неопределенности. Поэтому требуется найти новую теорию, которая охватила бы общую теорию относительности и принцип неопределенности. В большинстве ситуаций разница между этой новой теорией и классической теорией относительности будет весьма мала. Дело в том, что, как было замечено ранее, неопределенность, вызванная квантовым эффектом, существует только в очень малом масштабе, в то время как общая теория относительности имеет дело со строением пространства-времени в очень большом масштабе. Однако теоремы сингулярности, доказанные Роджером Пенроузом и мной, показали, что пространство-время окажется сильно искривленным и в очень малом масштабе. Действие принципа неопределенности станет тогда очень важным и, наверное, приведет к некоторым замечательным результатам.

Проблемы Эйнштейна с квантовой механикой и принципом неопределенности частично возникали из-за того, что он пользовался обычным, основанным на здравом смысле понятием, что система имеет определенную предысторию. Частица находится либо в одном месте, либо в другом. Она не может быть наполовину в одном месте, наполовину в другом. Аналогично событие вроде посадки астронавтов на Луну или имело место, или нет. Оно не могло состояться наполовину. Это все равно что быть отчасти мертвым или отчасти беременной. Тут либо да, либо нет. Но если система имеет единственную, определенную предысторию, принцип неопределенности приводит ко всевозможным парадоксам, таким как нахождение частицы сразу в двух местах или как астронавты, наполовину достигшие Луны.

Изящный способ избежать этих парадоксов, так тревоживших Эйнштейна, выдвинул американский физик Ричард Фейнман. Фейнман стал известен в 1948 году своей работой по квантовой теории света. В 1965 году он вместе с другим американским физиком, Джулианом Швингером, и японским физиком Синисиро Томонага получил Нобелевскую премию. Но Фейнман был настоящим физиком в традициях Эйнштейна и ненавидел помпу и интриги. Он отказался от членства в Национальной Академии наук, так как обнаружил, что бо́льшую часть времени академики проводят, решая, кого из ученых принять в Академию. Фейнман, умерший в 1988 году, запомнится большим вкладом в теоретическую физику. Одним из его достижений являются носящие его имя диаграммы, ставшие основой почти для всех расчетов в физике частиц. Но еще более важный вклад – его концепция суммы предысторий. Идея заключалась в том, что система не имеет единственной предыстории в пространстве-времени, как принято считать в классической неквантовой теории. Вместо этого она имеет все возможные предыстории. Рассмотрим для примера частицу, находящуюся в определенное время в точке А. Согласно сумме предысторий она может двигаться по любому пути, начинающемуся в этой точке. Это вроде того как капнуть чернилами на промокашку. Частицы чернил расползутся по промокашке во все стороны. Даже если вы прервете прямой путь между двумя точками, прорезав бумагу, чернила распространятся за ее края.

С каждым путем или предысторией частицы можно ассоциировать число, зависящее от формы пути. Вероятность того, что частица пройдет из точки А в точку В, получается путем суммирования чисел, ассоциированных со всеми путями, ведущими частицу из точки А в точку В. Но числа от прямых путей сложатся с числами от почти прямых путей. Таким образом, главный вклад в вероятность будет сделан прямыми или почти прямыми путями. Вот почему след от частицы, проходящей через пузырьковую камеру, выглядит почти прямым. Но если вы вставите в разрез на пути частицы нечто вроде стенки, пути частиц могут распространиться в обход стенки, и может появиться вероятность обнаружить частицы в стороне от прямого направления через разрез.

В 1973 году я начал исследовать, какое влияние принцип неопределенности окажет на частицу в искривленном пространстве-времени вблизи черной дыры. Довольно примечательно мое открытие, что черная дыра не будет совершенно черной. Принцип неопределенности позволит частицам и излучению постоянно выскальзывать из нее. Этот результат стал для меня и всех прочих полным сюрпризом и был встречен общим недоверием. Но задним числом он показался очевидным. Черная дыра – это область пространства, из которого невозможно вырваться, если двигаешься со скоростью меньше скорости света. Но Фейнманова сумма предысторий говорит, что частицы могут выбрать любой путь через пространство-время. Следовательно, частица может двигаться быстрее света. Вероятность того, что она преодолеет длинное расстояние со сверхсветовой скоростью, мала, но частица может пролететь достаточно, чтобы вырваться из черной дыры, а потом снизить свою скорость до досветовой. Таким образом, принцип неопределенности позволяет частицам вырваться из, казалось бы, последнего узилища – из черной дыры. Вероятность того, что частица вырвется из черной дыры массой с Солнце, очень мала, потому что ей придется преодолеть со сверхсветовой скоростью несколько километров. Но могут существовать гораздо меньшие черные дыры, сформировавшиеся в ранней Вселенной. Эти первобытные черные дыры могут быть по размеру меньше атомного ядра, но их масса может достигать миллиардов тонн – как масса горы Фудзи. Они могут производить столько же энергии, как большая электростанция. Вот бы найти такую черную дыру и запрячь ее энергию! К сожалению, похоже, по Вселенной их разбросано не так уж много.

Предсказание излучения из черной дыры было первым нетривиальным результатом от сочетания общей теории Эйнштейна с принципом квантования. Это показало, что гравитационный коллапс не такой уж тупик, как казалось раньше. Частицы в черной дыре не обязаны заканчивать свою историю в сингулярности. Вместо этого они могут вырваться из черной дыры и продолжить свою историю снаружи. Возможно, квантовый принцип означает, что также можно избежать всех историй, берущих начало в точке творения при Большом Взрыве.

На этот вопрос ответить гораздо труднее, потому что он требует применения квантового принципа к структуре самих пространства и времени, а не к путям частиц на данном пространственно-временном фоне. Что тут нужно – так это определить способ суммирования предысторий не только для частиц, но для самой ткани пространства и времени. Мы пока еще не знаем, как их просуммировать, но определенно знаем свойства этого суммирования. Одно из них заключается в том, что суммировать проще, если оперировать с предысториями в так называемом мнимом, а не в обычном, реальном времени. Мнимое время – сложное для усвоения понятие, и оно, возможно, доставит больше всего трудностей читателям моей книги. За использование понятия «мнимое время» меня также яростно критиковали философы. Как мнимое время может иметь что-то общее с реальной Вселенной? Думаю, эти философы не поняли уроков истории. Когда-то казалось очевидным, что Земля плоская, а Солнце вращается вокруг нее, но со времен Коперника и Галилея мы привыкли к мысли, что Земля круглая и вращается вокруг Солнца. Долго казалось очевидным и то, что время идет одинаково для всех наблюдателей, но после Эйнштейна нам пришлось признать, что время для разных наблюдателей течет по-разному. Также казалось очевидным, что Вселенная имеет единственную историю, но после открытия квантовой механики нам приходится считать, что Вселенная имеет все возможные истории. Я хочу предположить, что идея мнимого времени – это тоже нечто такое, что нам придется принять. Это интеллектуальный скачок того же порядка, как и вера в то, что Земля круглая. Думаю, мнимое время станет столь же естественным, как и круглая Земля. На свете осталось не много верящих в плоскую Землю.