Одним из следующих шагов в направлении объединения является теория суперсимметрии: объединяются воедино частицы, подчиняющиеся статистикам Ферми и Бозе, т. е. с целым и полуцелым спинами. При этом каждому фермиону должен соответствовать бозон, и поэтому приходится постулировать целый ряд еще не наблюдавшихся частиц — нахождение хотя бы одной из них можно будет считать серьезной заявкой на справедливость такой теории.
Трудности, стоящие перед всеми этими теориями, громадны, эксперименты их пока не опровергают, но и не подтверждают — работа продолжается…
8. «Квантовая лестница»
Поскольку мы рассмотрели, как открывали новые частицы, и определяли свойства их взаимодействий, теперь можно взглянуть на эти процессы в целом и определить, где и когда физика с ними встречается. Оказывается, все, о чем мы говорили, может быть распределено по таким ступеням «квантовой лестницы»:
1. Атомная ступень, для которой характерны энергии порядка 1 эВ и размеры порядка 10-8 см, размеры атома.
2. Ядерная ступень с энергиями порядка 1 МэВ и размерами порядка 10-12 см.
3. Субъядерная ступень с энергиями порядка 1 ГэВ и размерами порядка 10-13-10-14 см.
4. «Гипотетическая» ступень с энергиями более 103 ГэВ и размерами менее 10-16 см.
Как мы видим, они резко отделены друг от друга — энергии при переходе с одной ступени на другую возрастают примерно в тысячу раз. Поэтому на каждой из ступеней можно почти полностью пренебрегать свойствами более низких уровней, считать их «замороженными». Так, например, находясь на самой верхней ступени, мы при рассмотрении многих процессов можем считать атом элементарным образованием и не вдаваться в его структуру. На второй ступени, в атомной физике, нас не интересует структура нуклонов, из которых состоит ядро — его почти во всех случаях можно считать «элементарной частицей».
Именно этот разрыв между ступенями и позволяет заниматься на каждой из них только своими делами, фактически делит физику на части. При этом важно подчеркнуть: открытие новых ступеней вовсе не означает, что на предыдущей все уже закончено и никакие крупные открытия не возможны — все, о чем мы говорим, показывает, что на верхних ступенях остается еще очень много неясного, требующего исследования.
Глава 2
Космология и астрофизика
Когда ученый говорит: «Это предел, ничего больше сделать нельзя», — он уже неученый.
Э. Хаббд
В этом разделе, как и ранее, при рассмотрении вопросов астрономии мы обратим внимание только на те проблемы астрофизики, которые близки к общефизическим построениям. Несомненная важность астрофизики в общефизическом плане состоит в том, что мы дошли до необходимости исследовать такие энергии и плотности частиц, которые принципиально не достижимы в лаборатории, но которые крайне важны для понимания и земных проблем. В частности, именно по этой причине придется рассмотреть некоторые вопросы эволюции звезд.
1. История возникновения
Первая космологическая теория, модель Птолемея, правильно описывала только систему Земля-Луна. Следующая, модель Коперника, более или менее удовлетворительно описывала уже всю Солнечную систему, а Уильям Гершель смог дать описание Галактики с учетом нашего положения в ней (при этом принималось, что вне Галактики ничего нет, только пустота). В начале XX в. выяснилось, что туманность Андромеды (а за ней и остальные) находится вне пределов Галактики и сама является галактикой, поэтому возникло представление о Метагалактике, а позже оказалось, что во Вселенной есть много групп и скоплений галактик (наша, как имя собственное, пишется с большой буквы).
Вопрос о происхождении Вселенной возник, фактически, только к середине XIX в. До того царствовали те или иные креационистские (от латинского «креацио» — сотворение) представления. И не так уж важно, принимать за длительность этого процесса шесть дней творения в соответствии с каноническим прочтением Книги Бытия или, следуя филологической трактовке Б. Спинозы, говорить о шести эрах творения. Во всех вариантах эти представления не согласуются, в первую очередь, с теорией эволюции Дарвина.
К тому же, при рассмотрении наиболее, казалось бы, приемлемой для материалистов модели бесконечной во времени и в пространстве Вселенной стали проявляться парадоксы.
Об одном из них, парадоксе тепловой смерти мира, мы уже упоминали: поскольку все процессы в мире идут с ростом энтропии, т. е. со все большим выравниваем температур, Вселенная не могла существовать вечно — все ее части давно должны были прийти к тепловому равновесию. Единственное возражение, которое мог найти Л. Больцман, состояло в том, что бывают флуктуации — неожиданные и притом локальные, происходящие только в каком-то участке Вселенной отклонения от положения равновесия, — и наш мир как раз представляет собой такую флуктуацию. Оно выглядело уж очень неубедительным.
Следующий парадокс называется гравитационным, он был сформулирован в XIX в. астрономом Хуго Зелигером и математиком Карлом Нейманом. Они показали, что если справедливы законы тяготения Ньютона и во Вселенной имеется бесконечное количество звезд, то потенциал поля тяготения в каждой ее точке должен быть бесконечным. Поэтому не ясно, от чего следует отказываться: от закона Всемирного тяготения или от бесконечной Вселенной?
А еще один, самый ранний, фотометрический парадокс был в наиболее ясной форме высказан Генрихом Вильгельмом Ольберсом в 1826 г., после того как Гершель разрешил Галактику на множество звезд: если во Вселенной бесконечное число звезд, то в любом направлении по лучу зрения имеется звезда, и поэтому все небо должно быть одинаково и притом ярко освещено. Если же пространство между звездами не пустое и там есть некий газ, поглощающий это излучение, то он должен был бы, вследствие бесконечного времени, разогреться и все равно светиться.
Но можно ли тогда предположить, что мир не бесконечен, что конечное число звезд сосредоточено в конечном объеме? Нет, нельзя, потому что такое скопление будет гравитационно-неустойчивым, т. е. все звезды будут постепенно стягиваться друг к другу или к какому-то центру масс.
Таким образом, любой вариант плох — о строении Вселенной мы ничего не знаем. И в целом, нужно сказать, этот вопрос в науке и не поднимался.
2. Начало релятивистской космологии: Фридман и Хаббл
Эйнштейн был хорошо осведомлен обо всех этих парадоксах, и в 1917 г. он делает первый шаг к их решению: Вселенная предполагается конечной в пространстве, а для того, чтобы добиться этого, он постулирует так называемый космологический, или лямбда-член, фактически это некая глобальная сила или кривизна пространства, отличная от ньютоновской и ведущая к уменьшению притяжения на больших расстояниях. Как он пишет Эренфесту: «Я опять набрел в теории тяготения на нечто такое, за что меня могут упрячь в сумасшедший дом».
Эйнштейн сперва связывает с полученным так уравнением надежды на объединение тяготения с электромагнетизмом, но затем отказывается от введения лямбда-члена, охладевает к проблемам космологии и сосредотачивается на построении единой теории поля. (Поиски силы, соответствующей лямбда-члену, — ее иногда называют пятой силой — продолжаются некоторыми энтузиастами и сейчас. В ее пользу говорит, как будто, замедление расхождения галактик с расстоянием.)
В 1922 г. А. А. Фридман[60] находит решения основного уравнения Эйнштейна для вещества, равномерно заполняющего все пространство, в котором все направления равноправны. Эти решения описывают три возможности: существование как неизменной во времени, так и расширяющейся или сжимающейся Вселенной, всего Мира в целом — так что статическая модель оказывается лишь частным случаем полной теории. Эйнштейн вначале выступает против этой теории, но очень скоро меняет свое к ней отношение.
Согласно Фридману, то или иное решение о структуре и поведении Вселенной зависит от плотности вещества в ней. Уравнения Фридмана и становятся основой релятивистской космологии (к аналогичным решениям независимо, но позже пришел профессор-иезуит аббат Жорж Леметр (1894–1966)).
Но решающими успехами и признанием космология обязана Эдвину Хабблу[61]. На самом большом тогда в мире 100-дюймовом (диаметр зеркала около 2,5 м) телескопе он получает фотографии спиральной туманности Андромеды и различает на ее краях отдельные звезды. К концу 1924 г. он нашел среди них двенадцать так называемых цефеид, переменных звезд, зависимость свечения и периодов которых хорошо известны. По их видимым величинам и наблюдавшимся периодам он рассчитывает расстояния до них и получает, по всем двенадцати в отдельности, что эти расстояния… много больше размеров Галактики! (В оценке расстояний он ошибся примерно в два раза, но это не столь существенно.)