Черные дыры и молодые вселенные - Хокинг Стивен Уильям - Страница 15

Необходимой дополнительной составляющей представляется квантовая механика. В 1905 году, в тот же год, когда написал свою статью о специальной теории относительности, Эйнштейн также написал о феномене, называемом фотоэлектрическим эффектом. Было замечено, что, когда свет падает на определенные металлы, выделяются заряженные частицы. Удивительно в этом было то, что, если интенсивность света снижалась, число выделенных частиц тоже уменьшалось, но скорость, с которой они вылетали, оставалась прежней. Эйнштейн показал, что это можно объяснить, если свет поглощается не в произвольных количествах, как все мы полагали, а лишь набором пакетов строго определенного размера. Идея о том, что свет существует в виде пакетов, названных квантами, была предложена несколькими годами раньше немецким физиком Максом Планком. Это смахивает на супермаркет, когда вам говорят, что нельзя купить сахару столько, сколько вам нужно, а только в расфасовке по килограмму. Планк воспользовался идеей о квантах просто для объяснения того, почему раскаленный докрасна кусок металла не выдает сразу бесконечное количество энергии, но он рассматривал кванты всего лишь как теоретическую хитрость, которую не соотносил с чем-либо в физической реальности. Статья Эйнштейна показала, что возможно непосредственно наблюдать отдельный квант. Каждая излучаемая частица соотносилась с одним квантом света, падающего на металл. Это было широко признано как очень важный вклад в квантовую теорию, что принесло Эйнштейну Нобелевскую премию 1922 года (ему следовало дать Нобелевскую премию за общую теорию относительности, но мысль, что пространство и время искривляются, все еще считалась слишком умозрительной и парадоксальной, так что вместо этого ему дали премию за фотоэлектрический эффект, — но нельзя сказать, что это само по себе не заслуживало Нобелевской премии).

Полные выводы из фотоэлектрического эффекта не были сделаны до 1925 года, когда Вернер Гейзенберг указал, что лежащие в его основе представления не позволяют точно измерить положение частицы. Чтобы увидеть, где находится частица, нужно посветить на нее. Но Эйнштейн показал, что нельзя взять очень малое количество света, а придется использовать целый пакет — один квант. Такой пакет света подвинет частицу и придаст ей скорость в некотором направлении. Чем точнее вы хотите измерить положение частицы, тем большую энергию пакета вам придется использовать и тем большее возмущение он придаст частице. Какие бы измерения с частицей вы ни пытались произвести, неопределенность ее положения, умноженная на неопределенность скорости, всегда будет больше некой определенной величины.

Принцип неопределенности Гейзенберга показал, что нельзя точно измерить состояние системы, а потому невозможно предсказать вероятность различных последствий. И вот этот-то элемент случайности или вероятности очень озаботил Эйнштейна. Он отказывался верить, что физические законы не могут точно и однозначно предсказать, что произойдет. Но все свидетельствовало о том, что от феномена кванта и принципа неопределенности никуда не деться и что они заняли свое место во всех отраслях физики.

Общая теория относительности Эйнштейна — это так называемая классическая теория, то есть она не включает в себя принцип неопределенности. Поэтому требуется найти новую теорию, которая охватила бы общую теорию относительности и принцип неопределенности. В большинстве ситуаций разница между этой новой теорией и классической теорией относительности будет весьма мала. Дело в том, что, как было замечено ранее, неопределенность, вызванная квантовым эффектом, существует только в очень матом масштабе, в то время как общая теория относительности имеет дело со строением пространства-времени в очень большом масштабе. Однако теоремы сингулярности, доказанные Роджером Пенроузом и мной, показали, что пространство-время окажется сильно искривленным и в очень малом масштабе. Действие принципа неопределенности станет тогда очень важным и, наверное, приведет к некоторым замечательным результатам.

Проблемы Эйнштейна с квантовой механикой и принципом неопределенности частично возникали из-за того, что он пользовался обычным, основанным на здравом смысле понятием, что система имеет определенную предысторию. Частица находится либо в одном месте, либо в другом. Она не может быть наполовину в одном месте, наполовину в другом. Аналогично событие вроде посадки астронавтов на Луну или имело место, или нет. Оно не могло состояться наполовину. Это все равно что быть отчасти мертвым или отчасти беременной. Тут либо да, либо нет. Но если система имеет единственную, определенную предысторию, принцип неопределенности приводит ко всевозможным парадоксам, таким как нахождение частицы сразу в двух местах или как астронавты, наполовину достигшие Луны.

Изящный способ избежать этих парадоксов, так тревоживших Эйнштейна, выдвинул американский физик Ричард Фейнман. Фейнман стал известен в 1948 году своей работой по квантовой теории света. В 1965 году он вместе с другим американским физиком, Джулианом Швингером, и японским физиком Синисиро Томонага получил Нобелевскую премию. Но Фейнман был настоящим физиком в традициях Эйнштейна и ненавидел помпу и интриги. Он отказался от членства в Национальной Академии наук, так как обнаружил, что большую часть времени академики проводят, решая, кого из ученых принять в Академию. Фейнман, умерший в 1988 году, запомнится большим вкладом в теоретическую физику. Одним из его достижений являются носящие его имя диаграммы, ставшие основой почти для всех расчетов в физике частиц. Но еще более важный вклад — его концепция суммы предысторий. Идея заключалась в том, что система не имеет единственной предыстории в пространстве-времени, как принято считать в классической неквантовой теории. Вместо этого она имеет все возможные предыстории. Рассмотрим для примера частицу, находящуюся в определенное время в точке А. Согласно сумме предысторий она может двигаться по любому пути, начинающемуся в этой точке. Это вроде того как капнуть чернилами на промокашку. Частицы чернил расползутся по промокашке во все стороны. Даже если вы прервете прямой путь между двумя точками, прорезав бумагу, чернила распространятся за ее края.

С каждым путем или предысторией частицы можно ассоциировать число, зависящее от формы пути. Вероятность того, что частица пройдет из точки А в точку В, получается путем суммирования чисел, ассоциированных со всеми путями, ведущими частицу из точки А в точку В. Но числа от прямых путей сложатся с числами от почти прямых путей. Таким образом, главный вклад в вероятность будет сделан прямыми или почти прямыми путями. Вот почему след от частицы, проходящей через пузырьковую камеру, выглядит почти прямым. Но если вы вставите в разрез на пути частицы нечто вроде стенки, пути частиц могут распространиться в обход стенки, и может появиться вероятность обнаружить частицы в стороне от прямого направления через разрез.

В 1973 году я начал исследовать, какое влияние принцип неопределенности окажет на частицу в искривленном пространстве-времени вблизи черной дыры. Довольно примечательно мое открытие, что черная дыра не будет совершенно черной. Принцип неопределенности позволит частицам и излучению постоянно выскальзывать из нее. Этот результат стал для меня и всех прочих полным сюрпризом и был встречен общим недоверием. Но задним числом он показался очевидным. Черная дыра — это область пространства, из которого невозможно вырваться, если двигаешься со скоростью меньше скорости света. Но Фейнманова сумма предысторий говорит, что частицы могут выбрать любой путь через пространство-время. Следовательно, частица может двигаться быстрее света. Вероятность того, что она преодолеет длинное расстояние со сверхсветовой скоростью, мала, но частица может пролететь достаточно, чтобы вырваться из черной дыры, а потом снизить свою скорость до досветовой. Таким образом, принцип неопределенности позволяет частицам вырваться из, казалось бы, последнего узилища — из черной дыры. Вероятность того, что частица вырвется из черной дыры массой с Солнце очень мала, потому что ей придется преодолеть со сверхсветовой скоростью несколько километров. Но могут существовать гораздо меньшие черные дыры, сформировавшиеся в ранней Вселенной. Эти первобытные черные дыры могут быть по размеру меньше атомного ядра, но их масса может достигать миллиардов тонн — как масса горы Фудзи. Они могут производить столько же энергии, как большая электростанция. Вот бы найти такую черную дыру и запрячь ее энергию! К сожалению, похоже, по Вселенной их разбросано не так уж много.