Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

астрономию. Он интересовался самыми разнообразными фундаментальными проблемами, такими как взаимосвязь между принципом Маха и принципом общей ковариантности (две идеи, оказавшие серьезное влияние на формирование общей теории относительности), теория излучения Ритца (конкурировавшая со специальной теорией относительности Эйнштейна) и астрономическая значимость идеи относительности времени (представленная в обеих теориях Эйнштейна). Он в течение трех лет регулярно переписывался с Эддингтоном, встречался в Лейдене с Эйнштейном и физиками Паулем Эренфестом и Хендриком Лоренцем, обсуждая с ними вопросы, представлявшие общий для них интерес. Эйнштейн ценил это знакомство, поскольку оно позволило ему (благодаря публикации двух работ де Ситтера в 1916 г.) ознакомить британскую публику со своими идеями, несмотря на все еще бушевавшую войну. Эддингтон успокоил своих коллег, сообщив им через де Ситтера, что Эйнштейн является антипруссаком.

МОДЕЛИ ВСЕЛЕННОЙ

Эддингтон немедленно оценил революционный характер новой работы Эйнштейна, как только узнал о ней от де Ситтера. Он с головой погрузился в изучение математических основ общей теории относительности и в 1918 г. написал блистательную работу «Доклад о релятивистской теории гравитации», корректурные оттиски которой вычитал де Ситтер. Эту публикацию можно рассматривать как пробу пера перед написанием Эддингтоном книги «Математическая теория относительности» (1923) – работы, которую сам Эйнштейн охарактеризовал в 1954 г. как лучшее изложение его идей, вне зависимости от используемого языка. В заключительной части своего доклада, в контексте изложения модели де Ситтера (чуть позже мы поговорим о ней чуть более подробно), Эддингтон счел возможным упомянуть об «очень больших наблюдаемых скоростях спиральных туманностей, которые, судя по всему, являются звездными системами», и добавил: «Пока еще рано говорить о том, обнаруживают ли спиральные туманности некое систематическое разбегание, но по тому, что удалось определить на сегодняшний день, очевидный перевес – на стороне удаляющихся туманностей». Упоминания о том, что многие обнаруженные туманности обладают скоростями, направленными в сторону удаления от Солнца, и разбегание может быть «систематическим», оказались предвестниками грядущих открытий.

В 1916 г. Пауль Эренфест поделился с де Ситтером своими соображениями о том, что часть проблем, связанных с представлениями о нашей Вселенной как о чем-то бесконечном, может быть устранена, если заменить ее моделью замкнутой Вселенной. В качестве аналогии такого типа неевклидова пространства-времени в обычном пространстве можно выбрать, например, сферу, которая обладает конечной поверхностью, но при этом движение по этой поверхности вдоль линий больших кругов будет бесконечным. Она безгранична и, в этом смысле, бесконечна, у нее нет края. В 1917 г. Эйнштейн попытался создать модель стационарной Вселенной с похожими конечными пространственными характеристиками, но для этого ему понадобилось ввести пресловутую «космологическую постоянную». Это способствовало возникновению представлений о силах отталкивания, проявляющих себя даже в пустом пространстве, которые могли удерживать Вселенную в статичном состоянии в случае, если космические силы отталкивания в точности равны силам гравитационного притяжения находящейся в ней материи. Считалось, что эта постоянная является универсальной константой, величина которой неизвестна, но она обладает заведомо малым абсолютным значением. Эйнштейн привел несколько различных интерпретаций этой константы, и в течение последующих более чем десяти лет было высказано необычайно большое количество строго обоснованных соображений как по поводу ее преимуществ, так и ее недостатков. Де Ситтер принял эту идею, но отнесся к упомянутой константе как к «постоянной, нарушающей симметрию и изящество исходной теории Эйнштейна, одной из главных подкупающих особенностей которой является способность объяснять столь многие явления без привлечения новых гипотез или эмпирических констант». Они рассматривали эти вопросы, не отдавая себе отчета в том, что космологическая постоянная (как ее теперь называют) была самым настоящим троянским конем, неся в себе объяснение еще не открытых к тому времени космологических явлений. Мы снова встретимся с этим параметром в его современном понимании в главе 20. Его по-прежнему обозначают греческой буквой Λ (лямбда), которую выбрал для него Эйнштейн, записывая свои обновленные уравнения поля.

Как уже говорилось, одним из новаторских положений Эйнштейна, введенных им в общей теории относительности, являлось воздействие гравитационных масс на всю систему. Кроме того, он считал, что верно и обратное: гравитация нуждается в существовании материи, поскольку как же без нее может изменяться геометрия? Уравнения теории поля (устанавливающие связь между материей и геометрией), как он полагал, не имеют решений в пустом пространстве. В очень скором времени ему была продемонстрирована ошибочность этого утверждения, поскольку де Ситтер представил три варианта решения, которые, на первый взгляд, выглядели очень необычно. (Де Ситтер исходил из того, что модель должна быть изотропной – то есть постоянство наблюдаемых явлений не должно зависеть от направления – и стационарной. Кроме того, он наложил дополнительное ограничение, согласно которому пространственная компонента пространственно-временного континуума должна удовлетворять определенным условиям, определяемым постоянством кривизны.) Одна из этих моделей была, собственно, эйнштейновской. Она содержала материю ограниченной плотности (ее значение зависело от космологической постоянной), но обладала нулевым давлением. В другой модели плотность, давление и космологическая постоянная равнялись нулю. В третьей модели приводилось решение, которое по сей день называется решением де Ситтера. В нем плотность и давление также равнялись нулю, но сама модель обладала крайне необычным свойством: наблюдатель, как предполагалось, обладал способностью регистрировать покраснение удаленных источников света, несмотря на то что исходным условием модели являлось отсутствие в ней объектов, обладающих массой, которые могли бы излучать свет в окружающее пространство! Модель была предложена в период, когда красное смещение в спектрах спиральных туманностей стало обнаруживаться все чаще и чаще, и возникло предположение, что она находится в хорошем согласии с реальным миром, несмотря на предполагаемое в ней априорное отсутствие у Вселенной массы.

Несмотря на потенциальную возможность использования модели де Ситтера в мире спиральных галактик, она встревожила некоторых его читателей, включая Эйнштейна, но по другой причине. Модель выявила «горизонт» каждого из ее наблюдателей – определенное расстояние, на котором какой-либо конечный пространственно-временной интервал между двумя событиями будет соответствовать бесконечному значению интервала между их временны́ми координатами. Впоследствии это было интерпретировано как Природа, застывшая в неподвижном состоянии. В мире Эддингтона «области, находящиеся вне горизонта… навсегда отрезаны от нас этим временны́м барьером». После появления модели де Ситтера возможность существования различных горизонтов подобного рода составила важный раздел космологических дискуссий. Де Ситтер, равно как и Эддингтон, хорошо поработал над преодолением возникшей сначала растерянности, как это было, например, в случае понимания природы времени с одной стороны, как часов, а с другой – как координаты.

Покраснение удаленных источников, названное «эффектом де Ситтера», не объясняется исключительно эффектом Доплера. Если бы это было так, то, по всей вероятности, общее разбегание спиральных туманностей удалось бы немедленно обнаружить. Однако и де Ситтер, и Эддингтон настаивали (исходя из различных предположений) на реальном существовании разбегания. Согласно их расчетам, значительное количество частиц Вселенной де Ситтера, обладавших в начальный момент времени нулевой скоростью, должно демонстрировать тенденцию к рассеянию, но до определенного предела – до того момента, когда их скорости станут соизмеримы со скоростью света. В 1920‐х гг. данный вывод подвергся серьезной критике; и вообще, в ходе рассматриваемого десятилетия развернулась жаркая полемика вокруг интерпретации ключевых постулатов этой теории. Вскоре интерес к решениям, полученным де Ситтером, пошел на спад, поскольку их дополнили другими, не менее интригующими, казалось, более правдоподобными.

Будет нелишне добавить, что даже в 1970‐х гг. несколько физиков (в частности, в Париже) отстаивали идею покраснения света в результате преодоления больших расстояний. В настоящее время подобные гипотезы photons fatigués (уставших фотонов) считаются всецело отвергнутыми.