Черные дыры и молодые вселенные - Стивен Уильям Хокинг

километр в год, что в принципе не противоречило наблюдениям. Теория также предсказывала, что средняя плотность галактик и подобных им объектов должна быть постоянной как в пространстве, так и во времени. Однако обзор источников радиоволн за пределами нашей галактики, проведенный группой Мартина Райла в Кембридже, показал, что слабых источников гораздо больше, чем сильных. Логично было предположить, что в среднем слабые источники являются более удаленными. Таким образом, этот факт мог иметь двойное объяснение: либо мы находимся в области Вселенной, в которой сильные источники в среднем встречаются реже, либо плотность источников была выше в прошлом, а мы сейчас наблюдаем сигналы от этих удалившихся от нас источников. Ни одна из этих возможностей не согласовывалась со стационарной теорией, которая предсказывала, что плотность радиоисточников должна быть постоянной в пространстве и времени. Последний удар этой теории был нанесен открытием микроволнового фонового излучения, сделанного в 1964 году Арно Пензиасом и Робертом Уилсоном. Это излучение было обнаружено далеко за пределами нашей Галактики. Спектр этого излучения соответствовал излучению нагретого тела, хотя в этом случае термин «нагретый» едва ли уместен, поскольку температура была лишь на 2,7 градуса выше абсолютного нуля. Воистину, Вселенная – холодное и темное место! В рамках стационарной теории не существовало никакого разумного механизма, позволяющего генерировать микроволны с таким спектром. Поэтому эту теорию пришлось отбросить.

Еще одну идею, как избежать сингулярности Большого взрыва, предложили советские ученые Евгений Лифшиц и Исаак Халатников в 1963 году. Они отметили, что состояние бесконечной плотности может наступить только в случае движения галактик прямо навстречу друг другу или друг от друга; только тогда в прошлом они могли бы встретиться в определенной точке. Но галактики могли также иметь небольшие скорости, направленные вбок, и это допускало возможность существования более ранней стадии сжатия Вселенной, при которой галактики могли пройти очень близко друг к другу, при этом избежав столкновения. Затем Вселенная могла снова перейти к стадии расширения, минуя состояние бесконечной плотности.

В то время, когда Лифшиц и Халатников высказали свое предположение, я был аспирантом в стадии поиска подходящей задачи для защиты диссертации. Я интересовался вопросами, связанными с сингулярностью Большого взрыва, потому что они были очень существенны для понимания происхождения Вселенной. Мы с Роджером Пенроузом разработали несколько новых математических методов для решения этой и других подобных проблем. Мы показали, что если общая теория относительности верна, любая разумная модель Вселенной должна иметь сингулярность в качестве начальной точки. Это означало бы научное доказательство того, что Вселенная должна иметь начало, но одновременно и то, что наука не может предсказать, каким было это начало: для этого опять приходилось апеллировать к Господу Богу.

Интересно проследить, как менялись точки зрения по поводу сингулярности. Когда я заканчивал университет, никто не относился к этому серьезно. Теперь, после доказательства теорем о сингулярности, почти все верят, что Вселенная началась в точке сингулярности, в которой нарушаются все законы физики. Однако я сейчас думаю, что, несмотря на сингулярность, законы физики по-прежнему могут выполняться в момент зарождения Вселенной.

Общая теория относительности относится к типу классических теорий. То есть она не принимает в расчет тот факт, что частицы не имеют точно определенных положений и скоростей, а «размазаны» по небольшой области вследствие квантовомеханического принципа неопределенности, который не позволяет одновременно измерять как положение, так и скорость. Это не имеет значения в обычных ситуациях, потому что радиус кривизны пространства-времени очень велик по сравнению с неопределенностью в положении частицы. Однако теоремы сингулярности указывают, что пространство-время будет сильно искажаться и иметь малый радиус кривизны в начале текущей фазы расширения Вселенной. В этой ситуации принцип неопределенности будет очень важен. Таким образом, ОТО сама себе предрекает гибель, предсказывая сингулярности. Чтобы обсуждать начало Вселенной, нам нужна теория, которая объединяет ОТО с квантовой механикой.

Основы такой теории есть. Это теория квантовой гравитации. Мы еще не знаем точную форму, которую примет теория квантовой гравитации. Наилучший кандидат в настоящий момент – теория суперструн, однако в ней остается много неразрешенных проблем. Однако любая жизнеспособная теория должна обладать некоторыми определенными особенностями. Одна из них – идея Эйнштейна о том, что эффекты гравитации могут быть представлены пространством-временем, которое искривлено, или искажено (деформировано), находящимися в нем веществом и энергией. Объекты пытаются двигаться по прямой в этом искривленном пространстве. Но поскольку оно искривлено, их траектории окажутся изогнутыми, как будто бы их изогнуло гравитационное поле.

Еще один элемент, присутствие которого ожидается в абсолютной теории, это предложение Ричарда Фейнмана о том, что квантовую теорию можно сформулировать в виде «суммы предысторий». В простейшей форме идея заключается в том, что каждая частица имеет все возможные траектории, или предыстории, в пространстве-времени. Каждая траектория, или предыстория, имеет вероятность, которая зависит от ее формы. Чтобы эта идея работала, нужно рассматривать предыстории, существовавшие в воображаемом времени, а не в реальном времени, в котором мы ощущаем себя живущими. Воображаемое время, кажется, принадлежит к области научной фантастики; тем не менее это хорошо разработанная математическая концепция. В определенном смысле о воображаемом времени можно думать как о направлении времени, расположенном под прямым углом к реальному времени. Надо сложить вероятности всех предысторий с определенными свойствами, такими как прохождение частицы через определенные точки в определенные моменты времени. Затем нужно проэкстраполировать этот результат обратно в реальное пространство-время, в котором мы живем. Это не очень распространенный подход к квантовой теории, но он дает такие же результаты, как и другие методы.

В случае квантовой гравитации идея Фейнмана о суммировании предысторий сводится к суммированию различных возможных историй развития Вселенной, т. е. различных форм искривления пространства-времени. Такие искривленные варианты пространства-времени представляют собой историю Вселенной и всего, что в ней содержится. Прежде всего необходимо задать класс возможных искривленных пространств, которые должны быть включены в сумму предысторий. Выбор этих пространств определяет, в каком состоянии находится Вселенная. Если класс искривленных пространств, определяющих состояние Вселенной, включает пространства с сингулярностями, вероятности таких пространств не будут определяться теорией. Такие вероятности нужно будет задавать некоторым произвольным образом. Это означает, что наука не сможет предсказать вероятности таких сингулярных предысторий для пространства-времени. Соответственно, и поведение Вселенной не может быть объяснено с научной точки зрения. С другой стороны, состояние Вселенной может определяться суммой предысторий, включающих только несингулярные искривленные пространства. В этом случае Вселенная будет полностью подчиняться научным законам, и нам не придется привлекать никакую внешнюю по отношению к Вселенной силу для объяснения того, как она произошла. То, что мы определяем состояние Вселенной суммой исключительно несингулярных предысторий, подобно ситуации с пьяницей,