Черные дыры и молодые вселенные - Стивен Уильям Хокинг

квантам как к некоему теоретическому трюку, как к чему-то такому, что не отражает физическую реальность. Эйнштейн в своей статье показал, что отдельные кванты можно непосредственно наблюдать. Каждая излученная частица соответствовала одному кванту света, упавшему на металл. Широко признали, что это открытие является важным вкладом в квантовую теорию, и в 1922 году Эйнштейн был удостоен Нобелевской премии. (Эйнштейну следовало бы вручить Нобелевскую премию за общую теорию относительности, но идея об искривлении пространства и времени в то время рассматривалась как слишком спекулятивная и противоречивая, поэтому ему была присуждена премия за фотоэффект; это открытие, впрочем, тоже вполне заслуживает Нобелевской премии.)

Полностью смысл явления фотоэффекта стал понятен только в 1925 году, когда Вернер Гейзенберг сформулировал свой принцип неопределенности: невозможно точно измерить положение частицы. Чтобы увидеть, где находится частица, нужно направить на нее свет. Но Эйнштейн показал, что вы не сможете использовать очень маленькое количество света; вам нужен по меньшей мере один пакет, или квант. Этот пакет света потревожит частицу и приведет ее в движение с некоторой скоростью в некотором направлении. Чем точнее вы хотите измерить положение частицы, тем больше должна быть энергия используемого вами пакета и тем сильнее он будет возмущать частицу. Как бы точно вы ни пытались измерить местонахождение частицы, неопределенность ее положения, умноженная на неопределенность ее скорости, всегда будет больше некоторого минимального значения.

Принцип неопределенности Гейзенберга показал, что невозможно точно измерить состояние системы и поэтому невозможно точно предсказать, что она будет делать в будущем. Единственное, что можно сделать, – это предсказать вероятности различных исходов. Именно этот элемент случайности, неопределенности так смущал Эйнштейна. Он не хотел верить в то, что физические законы не могут дать определенное и однозначное предсказание того, что может произойти. Но как ни крути, все свидетельствует о том, что без феномена кванта и принципа неопределенности не обойтись и что они затрагивают все отрасли физики.

Общая теория относительности Эйнштейна – это классическая теория; она не включает в себя принцип неопределенности. Поэтому нужна новая теория, которая объединила бы ОТО с принципом неопределенности. Во многих случаях разница между этой новой теорией и классической ОТО будет незначительной. Это объясняется тем, что неопределенность вследствие квантовых эффектов работает только на очень малых масштабах, в то время как ОТО имеет дело со структурой пространства-времени на очень больших масштабах. Но из теорем сингулярности, доказанных нами с Роджером Пенроузом, следует, что пространство-время сильно искривляется на очень малых масштабах. А здесь уже принцип неопределенности становится очень важен, сильно влияя на полученные результаты.

Частично неприятие Эйнштейном квантовой механики и принципа неопределенности объясняется тем, что он использовал отвечающее здравому смыслу обычное представление о том, что частица должна иметь вполне определенную историю. Частица находится либо тут, либо там. Она не может быть наполовину тут и наполовину там. Это как с вопросом о том, были ли астронавты на Луне: либо были, либо нет, здесь не может быть среднего ответа. Или, например, вы не можете быть слегка мертвы или слегка беременны. Либо да, либо нет. Но если система имеет вполне определенную, одну-единственную историю, принцип неопределенности приводит к парадоксальным суждениям вроде того, что частица может находиться в двух местах одновременно или что астронавты были на Луне только наполовину.

Элегантный способ разрешить эти парадоксы, которые так тревожили Эйнштейна, был предложен американским физиком Ричардом Фейнманом, который приобрел широкую известность в 1948 году за свою работу по квантовой теории света. В 1965 году ему и еще двум ученым, американскому физику Джулиану Швингеру и японскому физику Синъитиро Томонага, присудили Нобелевскую премию. Фейнман был настоящий физик, ученый-бессребреник. Он терпеть не мог помпезность и очковтирательство и ушел из Национальной академии наук США, когда понял, что основную часть своего времени академики тратят на обсуждение того, кого следует принять в новые члены Академии. Фейнман дожил до 1988 года и внес большой вклад в теоретическую физику. Широко известны так называемые диаграммы Фейнмана, которые лежат в основе почти всех расчетов физики элементарных частиц. Но еще более важна его концепция суммы возможных предысторий. Идея заключается в том, что у квантовой системы не существует одной-единственной истории в пространстве-времени, как это обычно происходит в классической неквантовой теории. В квантовой механике возможна любая предыстория. Пусть, например, частица находится в точке A в определенный момент времени. Мы могли бы ожидать, что частица будет из точки A двигаться по прямой линии. Однако в соответствии с концепцией суммы предысторий она может двигаться по любой траектории, начинающейся в точке A. Нечто подобное происходит, когда чернильная капля падает на промокашку. Чернильные частицы расползутся по промокательной бумаге в разных направлениях. Даже если вы заблокируете прямую линию между двумя точками, сделав надрез на бумаге, чернила обогнут это препятствие.

Каждую траекторию, или предысторию, частицы можно соотнести с определенным числом, зависящим от формы траектории. Тогда вероятность попадания частицы из точки A в точку B равна сумме чисел, соответствующих всем возможным траекториям между точками A и B. Для большинства близких траекторий эти числа почти уравновесят друг друга и дадут маленький вклад в вероятность, описывающую траекторию частицы из точки A в точку B. Числа, соответствующие прямым траекториям, будут складываться с числами от почти прямых траекторий. Основной вклад в вероятность дадут прямолинейные или почти прямолинейные траектории. Вот почему трек частицы, летящей через пузырьковую камеру, выглядит почти прямым. Но если вы соорудите стенку с прорезью на пути частицы, траектория частицы может измениться, чтобы обойти щель. Появится высокая вероятность обнаружить частицу в стороне от прямой линии, ведущей через препятствие.

В 1973 году я занялся исследованием влияния принципа неопределенности на частицу в искривленном пространстве-времени вблизи черной дыры. К своему удивлению, я обнаружил, что черная дыра не является вполне черной. Принцип неопределенности позволяет частицам и излучению постоянно истекать из черной дыры. Этот результат оказался совершенно неожиданным для всех, включая меня, и был встречен с вполне понятным недоверием. Но теперь, оглядываясь назад, я понимаю, что он был вполне очевиден. Черная дыра – это область пространства, которая неизбежно затягивает в себя всех, путешествующих со скоростью меньше скорости света. Но концепция Фейнмана о сумме предысторий утверждает, что частицы могут двигаться в пространстве-времени по любой траектории. И для частицы существует возможность путешествовать быстрее света. Длинное расстояние она вряд ли преодолеет с такой скоростью (быстрее света), но она может обгонять свет так долго, чтобы успеть выбраться из черной дыры, а затем вновь сбросить скорость до субсветовой. В этом смысле принцип неопределенности позволяет