E=mc2. Биография самого знаменитого уравнения в мире - Дэвид Боданис

Когда Чандра вернулся в палубный шезлонг и вновь приступил к работе, он понял, что, в сущности, не способен описать то, что происходит с остатками звездного вещества, вливающегося в дыру, которая создается этим нескончаемым коллапсом. Однако из работ Эйнштейна было ясно, что пространство и время вблизи такой звезды будут сильно искривляться ею. Даже свет не сможет покинуть ее, а ближайшие к ней звезды, притянутые ее гравитационным полем, будут разрываться на части тем, что выглядит как «пустое» место в космосе.

Это открытие, наряду с другими, стало основой современной концепции черных дыр. Однако, добравшись, наконец, до Англии, Чандра обнаружил, что нарисованная им картина отвергается почти всеми, кому он о ней рассказывает, — и зачастую с вежливостью, куда меньшей той, которую проявил, слушая миссионера, он сам. Эддингтон, оказавший когда-то столь вдохновляющее воздействие на Сесилию Пэйн, был теперь слишком стар для подобных фантазий. Это «звездная буффонада», заявил он. «Нелепость». Однако к 1960-м была впервые обнаружена звезда (взгляните на созвездие Лебедя и на звезду, находящуюся чуть в стороне от него), которая вращается вокруг области пространства, представляющейся нашим телескопам совершенно пустой. Единственным, что обладает силой, достаточной для того, чтобы добиться этого, занимая место столь малое, может быть черная дыра. Существуют также основательные свидетельства того, что и в центре нашей галактики имеется черная дыра по-настоящему огромная, приобретшая свои размеры за миллионы лет, поглощая, в среднем, по эквиваленту одной обычной звезды в год. Пространство-время действительно содержит прорехи, — как первым понял молодой Чандрасекар.

В 1930-х Чандра еще пытался бороться с враждебно настроенным по отношению к нему Эддингтоном, однако, обнаружив, что даже те английские астрофизики, которые считают, что он прав, боятся открыто поддерживать его, покинул Англию. В Америке его приняли с распростертыми объятиями, и он вместе с учеными Чикагского университета приступил к работе, которая продолжалась несколько десятилетий и увенчалась присуждением ему Нобелевской премии — в 1983 году, через полвека после его плавания по Аравийскому морю, — работе, сыгравшей центральную роль в понимании того, что ожидает нас в будущем.

Через шесть, считая от нынешнего дня, миллиардов лет, когда Земля полетит прочь от исчерпавшего свое топливо Солнца, уцелевшие на ней наблюдатели или регистрирующие приборы увидят небо, куда более темное, чем наше ночное. Ибо топлива лишатся уже многие звезды, и они начнут угасать — сначала самые яркие, а затем и все остальные.

Полет Земли по этому потемневшему пространству не будет стабильным. Наш Млечный путь уже находится на пути к столкновению с другой галактикой, туманностью Андромеды, и через несколько миллиардов лет после того, как Земля оторвется от Солнца, — если не будет им сожжена, — это великое столкновение, наконец, произойдет. Расстояния между заездами так велики, что большинство тускнеющих светил просто медленно минуют друг друга, не приходя в непосредственное соприкосновение, однако турбулентность, которая при этом возникнет, окажется достаточной для того, чтобы еще раз изменить траекторию Земли.

Если Землю отбросит к центру галактики, то спустя десятки миллионов лет ее притянет к себе находящаяся в нем гигантская черная дыра. Если ее отбросит в противоположную сторону, это будет всего лишь отсрочкой конца. Через 1018 лет, считая от нашего времени (это 1 с восемнадцатью нулями, или 1 000 000 000 000 000 000), от таких столкновений опустеют все галактики. Находившиеся в их центрах черные дыры будут медленно плыть по пространству и при каждой встрече с небесными телами высасывать из вселенной массу и энергию. Если же таким телом окажется другая черная дыра, они просто сольются, обратившись в еще более крупного пожирателя материи. И через несколько часов после того, как Земля попадет в поле притяжения одной из них, и она, и наши далекие потомки исчезнут.

Через 1032 лет может начаться распад и самих протонов, и постепенно от обычной материи останется мало что. вселенная будет состоять из сильно сократившихся в числе разнородных объектов. Будут существовать электроны привычной для нас разновидности, с отрицательными зарядами, а также их любопытные варианты — положительно заряженные электроны антиматерии, — а наряду с ними нейтрино и гравитоны; будут существовать разросшиеся черные дыры и даже остывшие остатки фотонов, уцелевших от первых секунд творения и все еще летящие, спустя столько лет, с их вечной скоростью в 300 миллионов м/с.

Но и на этом все не закончится, потому что со временем исчезнут и черные дыры. Все, что они поглотили, возвратится назад — не в сколько-нибудь узнаваемой форме, но как эквивалентное количество излучения.

Конечное состояние вселенной будет странно походить на начальное. Ибо в первые мгновения творения, задолго до формирования звезд, вселенная обладала немыслимой плотностью, немыслимой «концентрированностью». Эта гигантская плотность означала, что огромное количество излучения «проталкивалось» в E=mc2 со стороны «Е» на сторону «m». Обычное, знакомое нам вещество образовывалось из чистой энергии, создавая со временем звезды, планеты и те формы жизни, которые нам известны. Но теперь, ближе к скончанию времен, спустя 10 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 лет, все будет выглядеть иначе. Все стало куда более рассеянным, диффузным.

То, что еще уцелеет, будет простираться на расстояния, которые мы и вообразить не способны. Лихорадочная активность ранних эпох закончится. Она была лишь интерлюдией в конечной истории вселенной. Теперь масса и энергия будут преобразовываться одна в другую очень редко. Наступит великий покой.

Уравнение Эйнштейна завершит свою работу.

На самом деле, Эйнштейна прославило не уравнение E=mc2 и не статьи 1905 года. Если бы Эйнштейн ничего больше не создал, он получил бы признание в узком сообществе физиков-теоретиков, однако широкая публика вряд ли услышала бы его имя. И в 1930-х он оказался бы еще одним более или менее известным беженцем, ведущим спокойную жизнь, но не обладающим положением, которое позволяло ему подписать направленное в 1939 году ФДР письмо с предупреждением об атомной угрозе.

Но, разумеется, все сложилось иначе. Эйнштейн создал кое-что еще, вытекающее из E=mc2, но пошедшее гораздо дальше и сделавшее его самым знаменитым ученым мира.

То, что Эйнштейн опубликовал в 1905 году, охватывало лишь равномерное движение физических тел, в котором гравитация, способная ускорять их, особой роли не играла. Уравнение E=mc2 остается «справедливым» и в этих случаях, но вот сохранит ли оно свою истинность, если отказаться от этих условий? Это ограничение, а наряду с ним и другие, всегда тревожили Эйнштейна, и в 1907 году он впервые увидел возможность решения более широкого: «Я сидел за моим столом в бернском патентном бюро и мне вдруг пришла в голову одна мысль… Она меня ошеломила».

Впоследствии он назвал ее «счастливейшей мыслью всей моей жизни», поскольку через несколько лет, в 1910-м, она привела его к размышлениям о самой ткани пространства и о том, как воздействуют на нее масса и энергия находящихся в пространстве физических тел. Работа заняла несколько лет — отчасти потому, что Эйнштейн, уверенно чувствовавший себя в физике, математикой владел всего лишь сносно. Он знал ее далеко не так плохо, как это следует из письма, посланного им уже в Америке одной университетской студентке: «Не тревожьтесь по поводу ваших затруднений с математикой. Уверяю вас, я испытываю еще большие.» Однако затруднения эти вполне оправдывали упреки Германа Минковского, который, увидев ранние наброски Эйнштейна, сказал: «Математическое представление изящной теории Эйнштейна неуклюже, — я имею право говорить это, поскольку в Цюрихе сам преподавал ему математику».