Теория всего (Происхождение и судьба Вселенной)

Стивен Хокинг. Теория всего: Происхождение и судьба Вселенной

Введение

В этой серии лекций я попытаюсь вкратце обрисовать историю Вселенной, какой она нам представляется, от Большого Взрыва до чёрных дыр. Первая лекция содержит краткий обзор существовавших в прошлом представлений о строении мира и рассказ о том, как мы пришли к современной картине. Так что эту лекцию можно назвать хроникой теорий об истории Вселенной.

Вторая лекция объяснит, как теории гравитации Ньютона и Эйнштейна привели к заключению, что Вселенная не может быть стационарной — только расширяющейся, либо сжимающейся. Это, в свою очередь, предполагает, что в какое-то время в интервале от 10 до 20 млрд лет тому назад Вселенная имела бесконечную плотность. То был Большой Взрыв, который, по-видимому, стал «началом» существования Вселенной.

В третьей лекции я расскажу о чёрных дырах. Они формируются, когда массивная звезда или даже более крупное образование схлопывается под действием собственного тяготения. В соответствии с общей теорией относительности Эйнштейна субъекты, имевшие глупость угодить в чёрную дыру, будут потеряны навсегда. Они уже не смогут оттуда выбраться. В сингулярности чёрной дыры истории приходит конец. Впрочем, общая теория относительности — это теория классическая, не берущая в расчёт принцип неопределённости квантовой механики.

А квантовая механика, как я покажу в четвёртой лекции, допускает ускользание энергии из чёрных дыр. Чёрные дыры не так уж черны, как их малюют.

В пятой лекции я приложу идеи квантовой механики к Большому Взрыву и возникновению Вселенной. Это подведёт нас к идее, что пространство-время может быть конечным по протяжённости, но не иметь границы или края. Это было бы похоже на поверхность Земли, имеющую ещё два дополнительных измерения. В шестой лекции я растолкую, как это новое предположение о границах способно объяснить разительное отличие прошлого от будущего при том, что законы физики симметричны относительно времени.

Наконец, в седьмой лекции я обращусь к нашим попыткам найти некую объединённую теорию, охватывающую квантовую механику, тяготение и все остальные физические взаимодействия. Если бы мы преуспели в этом, то смогли бы понять Вселенную и наше место в ней.

Первая лекция. Представления о Вселенной

Ещё в 340 г. до н. э. Аристотель в сочинении «О небе» сформулировал два веских довода в пользу того, что Земля скорее круглая, как шар, нежели плоская, как тарелка. Во-первых, он осознал, что лунные затмения возникают из-за прохождения Земли между Солнцем и Луной. Тень Земли на Луне всегда круглая, а подобное возможно, только если Земля имеет сферическую форму. Будь наша планета плоским диском, тень её была бы вытянутой, эллиптической, за исключением тех случаев, когда в момент затмения Солнце располагается прямо над центром диска.

Во-вторых, из опыта путешествий древние греки вынесли, что в южных странах Полярная звезда стоит ниже над горизонтом, чем в тех, что лежат ближе к северу. Из разницы видимых положений Полярной звезды в Греции и Египте Аристотель даже вывел приближённое значение окружности Земли — около 400 тыс. стадиев. Мы не знаем точно, чему равнялся древнегреческий стадий. Возможно, он составлял около 180 м. Тогда оценка Аристотеля примерно вдвое превосходит принятое ныне значение.

У древних греков имелся и третий аргумент в пользу шарообразности Земли: почему бы ещё наблюдатель на берегу сначала замечал над горизонтом парус приближающегося корабля, а лишь затем — его корпус? Аристотель полагал, что Земля неподвижна, а Солнце, Луна, планеты и звёзды движутся вокруг неё по круговым орбитам. Он считал так, поскольку в силу мистических соображений был убеждён, что Земля — центр Вселенной, а круговое движение — самое совершенное.

В I в. н. э. Птолемей развил эти идеи в целостную космологическую модель. Земля располагалась в центре, окружённая восемью сферами, несущими на себе Луну, Солнце, звёзды и пять известных в то время планет (Меркурий, Венеру, Марс, Юпитер и Сатурн). Планеты перемещались по малым окружностям, закреплённым на соответствующих сферах, что требовалось для объяснения их весьма сложных наблюдаемых движений по небосклону. На внешней сфере размещались так называемые неподвижные звёзды, которые всегда остаются в одинаковом положении относительно друг друга, но все вместе совершают круговое движение по небу. Что лежит за пределами внешней сферы, оставалось неясным, эта область Вселенной не была доступна для наблюдений.