Уақыттың Қысқаша Тарихы
Stephen Hawking
Жазылымсыз режим: 20-беттен кейін жазылым беті ашылады, әрі қарай әр 10 бет сайын (ең көбі 5 рет).
20 px
1.85
0.30 px
0.95 em
Мен «Уақыттың қысқаша тарихы» кітабының алғашқы басылымына алғы сөз жазған жоқпын. Оны Карл Саган жазған еді. Оның орнына мен «Алғыс хат» атты қысқаша мәтін жазып, онда маған көмектескендердің бәріне алғыс айтуым керек деген кеңес алдым. Алайда, маған қолдау көрсеткен кейбір қорлар есімдерінің аталғанына онша риза болмады, өйткені бұл оларға келетін өтініштердің күрт артуына әкеп соқты.
Менің баспагерлерім де, агентім де, тіпті өзім де бұл кітаптың мұншалықты табысты болатынын күткен жоқпыз. Кітап «London Sunday Times» бестселлерлер тізімінде 237 апта бойы тұрды, бұл кез келген басқа кітаптан ұзағырақ (шамасы, Библия мен Шекспир есепке алынбаған). Ол шамамен қырық тілге аударылып, әлемдегі әрбір 750 еркек, әйел және балаға бір данадан келетіндей мөлшерде сатылды. Microsoft-та істейтін Натан Мирволд (менің бұрынғы постдокторантым — ғылым докторы дәрежесін алғаннан кейінгі зерттеуші) айтқандай: «Мен физика туралы кітаптарды Мадоннаның секс туралы кітаптарынан көбірек саттым».
«Қысқаша тарихтың» табысы біздің қайдан келгеніміз және әлем неге дәл осындай деген іргелі сұрақтарға деген кең таралған қызығушылықты көрсетеді.
Мен кітапты жаңарту мүмкіндігін пайдаланып, ол алғаш жарық көргеннен бері (1988 жылғы 1 сәуірде) алынған жаңа теориялық және бақылау нәтижелерін қостым. Мен құрт індері (кеңістік-уақыттың әртүрлі аймақтарын байланыстыратын тар туннельдер) және уақыт бойынша саяхат туралы жаңа тарау енгіздім. Эйнштейннің Жалпы салыстырмалылық теориясы (гравитацияны кеңістік-уақыттың қисықтығымен түсіндіретін теория) бізге «құрт індерін» жасау және сақтау мүмкіндігін ұсынатын сияқты. Егер солай болса, біз оларды галактика ішінде жылдам қозғалу немесе уақыт бойынша артқа саяхаттау үшін пайдалана алар едік. Әрине, біз болашақтан келген ешкімді көрген жоқпыз (әлде көрдік пе? ), бірақ мен мұның ықтимал түсіндірмесін талқылаймын.
Сондай-ақ, мен физиканың бір-біріне ұқсамайтын теориялары арасындағы дуалдылықтарды (екі түрлі теорияның бір құбылысты баламалы түрде сипаттауы) немесе сәйкестіктерді табудағы соңғы жетістіктерді сипаттаймын. Бұл сәйкестіктер физиканың толық біртұтас теориясы бар екенінің күшті дәлелі болып табылады, бірақ олар сонымен бірге бұл теорияны бір ғана іргелі тұжырымдамамен білдіру мүмкін еместігін де көрсетеді. Оның орнына, біз әртүрлі жағдайларда негізгі теорияның әртүрлі көріністерін пайдалануымыз керек болуы мүмкін. Бұл Жер бетін бір картада бейнелей алмай, әртүрлі аймақтар үшін әртүрлі карталарды қолдануға мәжбүр болғанымыз сияқты. Бұл ғылым заңдарын біріктіру туралы көзқарасымыздағы төңкеріс болар еді, бірақ ол ең маңызды жайтты өзгертпейді: әлем біз ашып, түсіне алатын ұтымды заңдар жиынтығымен басқарылады.
Бақылау тұрғысынан алғанда, ең маңызды жаңалық — COBE (Ғарыштық фонды зерттеуші серігі) және басқа да топтардың ғарыштық микротолқынды фондық сәулеленудегі (Үлкен жарылыстан қалған реликтік жылу) ауытқуларды өлшеуі болды. Бұл ауытқулар — жаратылыстың «саусақ іздері», яғни бастапқыда біртекті болған ерте Әлемдегі кейіннен галактикаларға, жұлдыздарға және біз айналамызда көріп жүрген барлық құрылымдарға айналған кішкентай тегіссіздіктер. Олардың пішіні Әлемнің «жорамал уақыт» бағытында шекарасы немесе шеті жоқ деген болжамның болжамдарымен сәйкес келеді. Алайда, бұл болжамды фондық ауытқулардың басқа ықтимал түсіндірмелерінен ажырату үшін қосымша бақылаулар қажет болады. Дегенмен, бірнеше жылдан кейін біз өзімізді толықтай дербес, басы да, соңы да жоқ Әлемде өмір сүретінімізге сене алатын-алмайтынымызды білетін боламыз.
Стивен Хокинг
1-ТАРАУ
ӘЛЕМ ТУРАЛЫ БІЗДІҢ ТҮСІНІГІМІЗ
Бірде белгілі бір ғалым (кейбіреулер оны Бертран Рассел дейді) астрономия туралы көпшілікке дәріс оқыпты. Ол Жердің Күнді қалай айналатынын және Күннің өз кезегінде біздің галактика деп аталатын орасан зор жұлдыздар жиынтығының орталығын қалай айналатынын сипаттады. Дәріс аяқталғанда, залдың артқы жағында отырған кішкентай кемпір орнынан тұрып: «Сенің айтқандарыңның бәрі сандырақ. Шын мәнінде, әлем — алып тасбақаның арқасында тұрған жалпақ табақша», — деді. Ғалым мысқылмен жымиып: «Ал тасбақа не нәрсенің үстінде тұр? » — деп сұрады. «Сен өте ақылдысың, жас жігіт, өте ақылдысың, — деді кейуана. — Бірақ онда төмен қарай тұтас тасбақалар тізбегі! »
Көптеген адамдар біздің әлемді тасбақалардың шексіз мұнарасы ретінде елестетуді күлкілі деп санайды, бірақ неге біз өзімізді олардан артық білеміз деп ойлаймыз? Әлем туралы не білеміз және оны қайдан білеміз? Әлем қайдан пайда болды және ол қайда бара жатыр? Әлемнің бастауы болды ма, егер болса, оған дейін не болды? Уақыттың табиғаты қандай? Ол бір күні аяқтала ма? Біз уақыт бойынша артқа қайта аламыз ба? Физикадағы соңғы жетістіктер, ішінара жаңа фантастикалық технологиялардың арқасында, осы ежелден келе жатқан сұрақтардың кейбіріне жауап береді. Бір күні бұл жауаптар бізге Жердің Күнді айналуы сияқты айқын көрінуі мүмкін немесе тасбақалар мұнарасы сияқты күлкілі көрінуі де ғажап емес. Оны тек уақыт қана (ол не болса да) көрсетеді.
Б. з. б. 340 жылы грек философы Аристотель өзінің «Аспан туралы» атты кітабында Жердің жалпақ табақша емес, жұмыр шар екеніне сенуге болатын екі негізді дәлел келтірген. Біріншіден, ол айдың тұтылуы Күн мен Айдың арасына Жердің келуінен болатынын түсінді. Жердің Айдағы көлеңкесі әрқашан дөңгелек болатын, бұл тек Жер сфералық болған жағдайда ғана мүмкін еді. Егер Жер жалпақ диск болса, көлеңке созылыңқы және эллипс тәрізді болар еді (тек тұтылу Күн дискінің дәл астында тұрған кезде болмаса). Екіншіден, гректер өз саяхаттарынан Солтүстік жұлдызының оңтүстік аймақтарда солтүстік аймақтарға қарағанда аспанда төменірек көрінетінін білген. (Солтүстік жұлдызы Солтүстік полюстің үстінде орналасқандықтан, ол Солтүстік полюстегі бақылаушының дәл төбесінде көрінеді, ал экватордан қараған адамға ол көкжиекте тұрғандай болады). Мысыр мен Грекиядағы Солтүстік жұлдызының көрінетін орнындағы айырмашылыққа сүйеніп, Аристотель тіпті Жердің айналасы 400 000 стадий (ертедегі ұзындық бірлігі) деген есептеуді келтірді. Стадийдің ұзындығы нақты белгісіз, бірақ ол шамамен 200 ярд болуы мүмкін, бұл Аристотельдің есебін қазіргі қабылданған көрсеткіштен шамамен екі есе артық етеді. Гректердің Жердің домалақ екеніне үшінші дәлелі де болды: неге көкжиектен келе жатқан кеменің алдымен желкендері көрінеді де, тек кейінірек корпусы байқалады?
Аристотель Жер қозғалмайды, ал Күн, Ай, планеталар мен жұлдыздар Жердің айналасында шеңбер бойымен қозғалады деп ойлады. Ол бұған мистикалық себептермен сенді, өйткені Жер әлемнің орталығы және шеңбер бойымен қозғалыс — ең мінсіз қозғалыс деп есептеді. Бұл идеяны б. з. II ғасырында Птолемей толық космологиялық модельге (әлемнің құрылымы туралы ілім) айналдырды. Орталықта Жер тұрды, оны Айды, Күнді, жұлдыздарды және сол кезде белгілі болған бес планетаны (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер және Сатурн) алып жүретін сегіз сфера қоршап тұрды.
Планеталар аспандағы бақыланатын күрделі жолдарын түсіндіру үшін өздеріне тиесілі сфераларға бекітілген кішігірім шеңберлер бойымен қозғалды. Ең шеткі сфера бір-біріне қатысты орнын өзгертпейтін, бірақ аспанмен бірге айналатын «қозғалмайтын жұлдыздарды» алып жүрді. Соңғы сферадан тыс не жатқаны ешқашан анық айтылмаған, бірақ ол адамзат бақылай алатын әлемнің бөлігі емес еді.
Птолемей моделі аспан денелерінің орналасуын болжау үшін айтарлықтай дәл жүйе болды. Бірақ бұл болжамдар дұрыс шығуы үшін Птолемей Айдың кейде Жерге басқа уақыттардан қарағанда екі есе жақын келетінін мойындауға мәжбүр болды. Бұл Айдың кейде екі есе үлкен болып көрінуі керектігін білдірді! Птолемей бұл кемшілікті түсінді, соған қарамастан оның моделі жалпыға ортақ қабылданды. Оны Христиан шіркеуі Қасиетті жазбаларға сәйкес келетін әлем бейнесі ретінде қабылдады, өйткені бұл модельде қозғалмайтын жұлдыздар сферасының сыртында жұмақ пен тозақ үшін көп орын қалатын еді.
Алайда, 1514 жылы поляк діни қызметкері Николай Коперник қарапайымдау модель ұсынды. (Басында, шіркеу оны бидғатшы деп айыптайды ма деген қорқынышпен, Коперник өз моделін жасырын таратты). Оның идеясы бойынша, Күн орталықта қозғалмай тұрды, ал Жер мен планеталар Күннің айналасында шеңбер бойымен қозғалды. Бұл идеяға байыппен қарағанға дейін бір ғасырға жуық уақыт өтті. Содан кейін екі астроном — неміс Иоганн Кеплер мен италиялық Галилео Галилей Коперник теориясын көпшілік алдында қолдай бастады.
Аристотель/Птолемей теориясына соңғы соққы 1609 жылы берілді. Сол жылы Галилей жаңадан ойлап табылған телескоппен түнгі аспанды бақылай бастады. Ол Юпитер планетасына қарағанда, оның айналасында бірнеше кішкентай серіктердің немесе айлардың айналып жүргенін көрді. Бұл Аристотель мен Птолемей ойлағандай, бәрі бірдей Жерді айналуы міндетті емес екенін білдірді. Сонымен бірге, Иоганн Кеплер планеталар шеңбер бойымен емес, эллипстер (созылыңқы шеңбер) бойымен қозғалады деп болжап, Коперник теориясын өзгертті. Енді болжамдар бақылаулармен толық сәйкес келді.
Кеплер үшін эллипстік орбиталар тек уақытша гипотеза болды, тіпті жағымсыз еді, өйткені эллипстер шеңберлерден гөрі мінсіз емес болып көрінді. Эллипстік орбиталардың бақылауларға жақсы сәйкес келетінін кездейсоқ ашқан соң, ол оларды планеталарды Күннің айналасында магниттік күштер айналдырады деген идеясымен үйлестіре алмады. Тек 1687 жылы ғана сэр Исаак Ньютон өзінің «Philosophiae Naturalis Principia Mathematica» атты еңбегін жариялағанда бұл түсіндірілді. Бұл, бәлкім, физика ғылымдарында жарияланған ең маңызды жұмыс болар. Онда Ньютон денелердің кеңістік пен уақытта қалай қозғалатыны туралы теорияны ғана емес, сонымен қатар сол қозғалыстарды талдау үшін қажетті күрделі математиканы да жасап шығарды.
Бұған қоса, Ньютон бүкіләлемдік тартылыс заңын ұсынды, оған сәйкес әлемдегі әрбір дене бір-біріне тартылады және бұл күш денелердің массасы үлкен болған сайын және олар бір-біріне жақын болған сайын күшейе түседі. Дәл осы күш заттардың жерге құлауына себеп болды. (Ньютонның басына алма түскені туралы әңгіме, сірә, аңыз болар. Ньютонның өзі тек гравитация туралы идея оған «ой үстінде отырғанда» және «алманың құлауы себеп болғанда» келгенін айтқан). Ньютон өз заңына сүйеніп, гравитация (тартылыс күші) Айды Жердің айналасында эллипстік орбитамен, ал Жер мен планеталарды Күннің айналасында эллипстік жолдармен қозғалуға мәжбүр ететінін көрсетті.
Коперник моделі Птолемейдің аспан сфераларынан және онымен бірге әлемнің табиғи шекарасы бар деген идеядан арылды. «Қозғалмайтын жұлдыздар» Жердің өз осінен айналуынан туындайтын аспандағы қозғалыстан басқа орындарын өзгертпейтін болып көрінгендіктен, олар біздің Күн сияқты, бірақ өте алыста орналасқан нысандар деп есептеу орынды болды.
Ньютон өзінің тартылыс теориясына сәйкес жұлдыздар бір-бірін тартуы керек екенін түсінді, сондықтан олар қозғалмай тұра алмайтын сияқты көрінді. Олардың бәрі бір нүктеге құлап кетпей ме? 1691 жылы Ричард Бентлиге жазған хатында Ньютон, егер кеңістіктің шекті аймағында шекті жұлдыздар саны ғана болса, бұл шынымен де орын алар еді деп дәлелдеді. Бірақ ол, егер екінші жағынан, шексіз кеңістікте біркелкі таралған шексіз жұлдыздар саны болса, бұл болмайды, өйткені олар құлайтын орталық нүкте болмайды деп есептеді.
Бұл дәлел шексіздік туралы айтқанда кездесетін қателіктердің бірі. Шексіз әлемде кез келген нүктені орталық деп санауға болады, өйткені әрбір нүктенің екі жағында да шексіз жұлдыздар бар. Дұрыс көзқарас — алдымен жұлдыздардың бәрі бір-біріне құлайтын шекті жағдайды қарастырып, содан кейін бұл аймақтың сыртына біркелкі таралған жұлдыздарды қосқанда не өзгеретінін сұрау. Ньютон заңы бойынша, қосымша жұлдыздар бастапқы жұлдыздарға ешқандай әсер етпейді, сондықтан жұлдыздар бәрібір тез құлайды. Біз қазір гравитация әрқашан тартылатын, шексіз статикалық (өзгермейтін) әлем моделінің болуы мүмкін емес екенін білеміз.
ХХ ғасырға дейінгі жалпы ойлау деңгейіне назар аударсақ, ешкімнің әлем кеңейіп немесе тарылып жатыр деп болжамағаны қызық. Әлем не мәңгілік өзгермейтін күйде болған, не өткен уақыттың белгілі бір сәтінде қазіргідей болып жаратылған деген пікір жалпыға ортақ қабылданған болатын. Бұл ішінара адамдардың мәңгілік ақиқаттарға сену үрдісінен, сондай-ақ өздері қартайып өлсе де, әлемнің мәңгілік әрі өзгермейтін болып қалатынынан жұбаныш табуынан болуы мүмкін.
Тіпті Ньютонның тартылыс теориясы әлемнің статикалық бола алмайтынын көрсеткенін түсінгендердің өзі оның кеңеюі мүмкін екенін ұсынуды ойламады. Оның орнына олар теорияны өзгертуге тырысты.
тартылыс күшін өте үлкен қашықтықтарда тебу күшіне (денелерді бір-бірінен итеретін күш) айналдыру арқылы теорияны өзгертпек болды. Бұл олардың планеталар қозғалысы туралы болжамдарына айтарлықтай әсер етпеді, бірақ жұлдыздардың шексіз таралуына тепе-теңдікте қалуға мүмкіндік берді – жақын маңдағы жұлдыздар арасындағы тартылыс күштері алыстағы жұлдыздардың тебу күштерімен теңестірілді. Дегенмен, қазір біз мұндай тепе-теңдік тұрақсыз болар еді деп есептейміз: егер қандай да бір аймақтағы жұлдыздар бір-біріне сәл жақындаса, олардың арасындағы тартылыс күштері күшейіп, тебу күштерінен басым түседі, нәтижесінде жұлдыздар бір-біріне қарай құлауын жалғастырады. Екінші жағынан, егер жұлдыздар бір-бірінен сәл алшақтаса, тебу күштері басым болып, оларды одан әрі алшақтата түседі.
Шексіз тұрақты ғаламға тағы бір қарсылық
Шексіз тұрақты ғаламға қатысты тағы бір қарсылық әдетте 1823 жылы осы теория туралы жазған неміс философы Генрих Ольберске телінеді. Іс жүзінде Ньютонның көптеген замандастары бұл мәселені көтерген болатын және Ольберстің мақаласы бұған қарсы қисынды дәлелдер келтірілген алғашқы еңбек те емес еді. Дегенмен, ол кеңінен танылған алғашқы мақала болды. Мәселе мынада: шексіз тұрақты ғаламда кез келген көзқарас нүктесі дерлік жұлдыздың бетіне тірелер еді. Сондықтан бүкіл аспан тіпті түнде де күн сияқты жарық болады деп күтілетін еді.
Ольберстің қарсы уәжі бойынша, алыстағы жұлдыздардың жарығы аралықтағы заттардың жұтылуынан бәсеңдейді. Алайда, егер бұл орын алса, аралықтағы заттар ақыр соңында қызып, жұлдыздар сияқты жарық шығара бастайды. Түнгі аспанның бүкіл беті күннің бетіндей жарық болуы керек деген қорытындыдан жалтарудың жалғыз жолы – жұлдыздар мәңгі бойы жанып тұрмаған, өткен шақтың белгілі бір уақытында ғана пайда болған деп есептеу. Бұл жағдайда жарықты жұтатын зат әлі қызып үлгермеген болуы мүмкін немесе алыстағы жұлдыздардың жарығы бізге әлі жетпеген болуы ықтимал. Ал бұл бізді жұлдыздардың ең алдымен неліктен жануына не себеп болды деген сұраққа әкеледі.
Ғаламның бастауы, әрине, бұдан бұрын да ұзақ талқыланған. Бірқатар ертедегі космологиялар мен еврей/христиан/мұсылман дәстүрлеріне сәйкес, ғалам өткен уақыттың шекті және онша алыс емес кезеңінде басталған. Мұндай бастаудың пайдасына келтірілген бір уәж – ғаламның бар болуын түсіндіру үшін «Алғашқы себеп» қажет деген сезім болды. (Ғалам ішінде сіз әрқашан бір оқиғаны одан ертерек болған басқа бір оқиғамен түсіндіресіз, бірақ ғаламның өзінің бар болуын тек оның бастауы болған жағдайда ғана осылай түсіндіруге болады). Тағы бір дәлелді Әулие Августин өзінің «Құдай қаласы» атты кітабында алға тартты. Ол өркениеттің ілгерілеп жатқанын және біз қай істі кім атқарғанын немесе қай әдісті кім дамытқанын ұмытпағанымызды айтты. Сонымен, адамзат, бәлкім, ғалам да соншалықты ұзақ уақыт бойы болмаған болуы керек. Әулие Августин Жаратылыс (Genesis) кітабына сүйене отырып, ғаламның жаратылған уақытын шамамен біздің заманымызға дейінгі 5000 жыл деп қабылдады. (Бұл археологтар нағыз өркениет басталды деп айтатын соңғы мұз дәуірінің аяқталуына – шамамен б. з. д. 10 000 жылға – жақын екендігі қызықты).
Аристотель және басқа да грек философтарының көбі жаратылыс идеясын ұнатпады, өйткені ол илаһи араласуға тым жақын еді. Сондықтан олар адамзат пен оны қоршаған әлем мәңгілік болған және мәңгілік бола береді деп сенді. Көне дәуір адамдары жоғарыда сипатталған прогресс туралы уәжді қарастырып қойған және оған адамзатты өркениеттің басына қайта-қайта қайтарып отыратын мерзімді су тасқындары немесе басқа да апаттар болып тұрды деп жауап берді.
Ғаламның уақыт бойынша бастауы бар ма және оның кеңістігі шектеулі ме деген сұрақтарды кейінірек философ Иммануил Кант 1781 жылы жарық көрген өзінің монументалды (әрі өте түсініксіз) «Таза ақыл-ойға сын» атты еңбегінде егжей-тегжейлі зерттеді. Ол бұл сұрақтарды антиномиялар (бірін-бірі жоққа шығаратын екі пікірдің де дәлелденуі), яғни таза ақыл-ойдың қайшылықтары деп атады, өйткені ол тезиске (ғаламның бастауы бар) және антитезиске (ғалам мәңгі болған) сену үшін бірдей дәрежеде салмақты уәждер бар деп есептеді. Оның тезис үшін келтірген уәжі: егер ғаламның бастауы болмаса, кез келген оқиғаның алдында шексіз уақыт кезеңі болар еді, бұл оның ойынша абсурд. Антитезис үшін уәжі: егер ғаламның бастауы болса, оған дейін шексіз уақыт кезеңі болар еді, онда неге ғалам дәл бір белгілі бір уақытта басталуы керек? Іс жүзінде, оның тезис пен антитезис үшін келтірген дәлелдері негізінен бірдей. Олардың екеуі де ғалам мәңгі болған-болмағанына қарамастан, уақыт мәңгі артқа қарай жалғаса береді деген оның ішкі болжамына негізделген. Біз көріп отырғанымыздай, уақыт ұғымы ғаламның бастауына дейін ешқандай мағынаға ие емес. Мұны бірінші болып Әулие Августин атап өткен. «Құдай ғаламды жаратқанға дейін немен айналысты? » деген сұраққа Августин: «Ол мұндай сұрақтарды қоятын адамдар үшін тозақты дайындап жатқан болатын», – деп жауап бермеді. Оның орнына ол уақыт Құдай жаратқан ғаламның қасиеті екенін және уақыт ғаламның басталуына дейін болмағанын айтты.
Адамдардың көбі негізінен қозғалыссыз және өзгермейтін ғаламға сенген кезде, оның бастауы бар-жоғы туралы сұрақ іс жүзінде метафизика (болмыстың алғашқы негіздері туралы ілім) немесе теология мәселесі болды. Бақыланған құбылыстарды ғалам мәңгі болған деген теориямен де, немесе оны мәңгі болғандай етіп көрсету үшін белгілі бір уақытта қозғалысқа келтірілген деген теориямен де бірдей дәрежеде түсіндіруге болатын еді. Бірақ 1929 жылы Эдвин Хаббл маңызды бақылау жасады: қай жаққа қарамасаңыз да, алыстағы галактикалар бізден тез алшақтап бара жатыр. Басқаша айтқанда, ғалам кеңейіп жатыр. Бұл ертерек уақытта нысандардың бір-біріне жақынырақ болғанын білдіреді. Іс жүзінде, шамамен он немесе жиырма мың миллион жыл бұрын олардың бәрі дәл бір жерде болған және сол кезде ғаламның тығыздығы шексіз болған уақыт болған сияқты. Бұл жаңалық ақыры ғаламның бастауы туралы сұрақты ғылым саласына әкелді.
Хабблдың бақылаулары ғалам шексіз кішкентай және шексіз тығыз болған, Үлкен жарылыс (Big Bang – ғаламның пайда болуына негіз болған жойқын жарылыс) деп аталатын уақыттың болғанын меңзеді. Мұндай жағдайда барлық ғылым заңдары, демек, болашақты болжау мүмкіндігі де өз күшін жояды. Егер осы уақыттан ерте оқиғалар болса да, олар қазіргі уақытта болып жатқан жағдайларға әсер ете алмайды. Олардың бар болуын елемеуге болады, өйткені олардың ешқандай бақыланатын салдары жоқ. Уақыттың бастауы Үлкен жарылыс кезінде болды деп айтуға болады, бұл мағынада ертерек уақыттар жай ғана анықталмайды. Уақыттағы бұл бастау бұрын қарастырылғандардан мүлдем өзгеше екенін баса айту керек. Өзгермейтін ғаламда уақыттың басталуы ғаламнан тыс қандай да бір тіршілік иесі тарапынан енгізілуі керек нәрсе; бастау үшін физикалық қажеттілік жоқ. Құдай ғаламды өткен уақыттың кез келген сәтінде жаратты деп елестетуге болады. Екінші жағынан, егер ғалам кеңейіп жатса, бастаудың болуының физикалық себептері болуы мүмкін. Әлі де Құдай ғаламды Үлкен жарылыс сәтінде немесе тіпті одан кейін де, оны Үлкен жарылыс болғандай етіп көрсету үшін жаратты деп елестетуге болады, бірақ оның Үлкен жарылысқа дейін жаратылғанын болжау мағынасыз болар еді. Кеңейіп жатқан ғалам Жаратушының бар болуын жоққа шығармайды, бірақ Оның өз жұмысын қашан орындағанына шектеу қояды!
Ғылыми теорияның табиғаты
Ғаламның табиғаты туралы сөйлесу және оның бастауы немесе соңы бар ма деген сияқты сұрақтарды талқылау үшін ғылыми теорияның не екенін нақты түсіну керек. Мен теорияны ғаламның немесе оның шектеулі бөлігінің жай ғана моделі және сол модельдегі шамаларды біз жасайтын бақылаулармен байланыстыратын ережелер жиынтығы ретіндегі қарапайым көзқарасты ұстанамын. Ол тек біздің санамызда ғана болады және басқа ешқандай шындыққа ие емес (бұл нені білдірсе де). Егер теория екі талапты қанағаттандырса, ол жақсы теория болып табылады: ол бірнеше ерікті элементтерден тұратын модель негізінде бақылаулардың үлкен класын дәл сипаттауы керек және болашақ бақылаулардың нәтижелері туралы нақты болжамдар жасауы тиіс. Мысалы, Аристотель Эмпедоклдың «бәрі төрт элементтен – жер, ауа, от және судан тұрады» деген теориясына сенді. Бұл өте қарапайым болды, бірақ ешқандай нақты болжам жасамады. Екінші жағынан, Ньютонның тартылыс теориясы одан да қарапайым модельге негізделген, онда денелер бір-біріне олардың массасы деп аталатын шамаға пропорционал және олардың арасындағы қашықтықтың квадратына кері пропорционал күшпен тартылады. Дегенмен, ол күннің, айдың және планеталардың қозғалысын өте дәлдікпен болжайды.
Кез келген физикалық теория әрқашан шартты болып табылады, бұл мағынада ол тек гипотеза: оны ешқашан дәлелдей алмайсыз. Эксперимент нәтижелері қанша рет қандай да бір теориямен сәйкес келсе де, келесі жолы нәтиже теорияға қайшы келмейтініне ешқашан сенімді бола алмайсыз. Екінші жағынан, теорияның болжамдарымен сәйкес келмейтін жалғыз бақылауды табу арқылы теорияны теріске шығаруға болады. Ғылым философы Карл Поппер атап өткендей, жақсы теория оны бақылау арқылы принципінде теріске шығаруға (falsified – теорияның қате екенін айғақтармен дәлелдеу мүмкіндігі) болатын бірқатар болжамдар жасауымен сипатталады. Әр жолы жаңа эксперименттер болжамдармен сәйкес келген сайын, теория өмір сүруін жалғастырады және біздің оған деген сеніміміз артады; бірақ егер қашан да бір жаңа бақылау қайшы келсе, біз теориядан бас тартуымыз немесе оны өзгертуіміз керек. Кем дегенде, бұл солай болуы керек, бірақ сіз әрқашан бақылауды жүргізген адамның құзыреттілігіне күмән келтіре аласыз.
Іс жүзінде жиі болатын жағдай – бұрынғы теорияның кеңейтімі болып табылатын жаңа теория жасалады. Мысалы, Меркурий планетасын өте дәл бақылау оның қозғалысы мен Ньютонның тартылыс теориясының болжамдары арасындағы азғантай айырмашылықты көрсетті. Эйнштейннің жалпы салыстырмалылық теориясы Ньютон теориясынан сәл өзгеше қозғалысты болжады. Эйнштейннің болжамдары көрген нәрселерімізбен сәйкес келуі, ал Ньютондікі сәйкес келмеуі жаңа теорияның шешуші дәлелдерінің бірі болды. Соған қарамастан, біз Ньютон теориясын барлық практикалық мақсаттарда әлі де қолданамыз, өйткені оның болжамдары мен жалпы салыстырмалылық болжамдары арасындағы айырмашылық біз әдетте кездесетін жағдайларда өте аз. (Ньютон теориясының тағы бір үлкен артықшылығы – онымен жұмыс істеу Эйнштейн теориясына қарағанда әлдеқайда қарапайым! )
Ғаламның біртұтас теориясы
Ғылымның түпкі мақсаты – бүкіл ғаламды сипаттайтын біртұтас теорияны ұсыну. Алайда, ғалымдардың көбі мәселені екі бөлікке бөлу тәсілін ұстанады. Біріншіден, ғаламның уақыт бойынша қалай өзгеретінін көрсететін заңдар бар. (Егер біз ғаламның кез келген уақытта қандай екенін білсек, бұл физикалық заңдар оның кейінгі кез келген уақытта қалай көрінетінін айтады). Екіншіден, ғаламның алғашқы күйі туралы сұрақ бар. Кейбір адамдар ғылым тек бірінші бөлікпен айналысуы керек деп есептейді; олар алғашқы жағдай туралы сұрақты метафизика немесе дін мәселесі ретінде қарастырады. Олар Құдай құдіретті бола тұра, ғаламды Өзі қалаған кез келген жолмен бастауы мүмкін еді деп айтар еді. Солай болуы да мүмкін, бірақ бұл жағдайда Ол оны мүлдем ерікті жолмен дамыта алар еді. Дегенмен, Ол оны белгілі бір заңдарға сәйкес өте жүйелі түрде дамытуды таңдаған сияқты. Сондықтан алғашқы күйді де реттейтін заңдар бар деп болжау бірдей дәрежеде негізді көрінеді.
Ғаламды бірден сипаттайтын теорияны жасау өте қиын болып шықты. Оның орнына біз мәселені бөлшектерге бөліп, бірқатар дербес теорияларды ойлап табамыз. Бұл дербес теориялардың әрқайсысы басқа шамалардың әсерін ескермей немесе оларды қарапайым сандар жиынтығымен көрсете отырып, бақылаулардың белгілі бір шектеулі класын сипаттайды және болжайды. Мүмкін бұл тәсіл мүлдем қате шығар. Егер ғаламдағы барлық нәрсе бір-біріне іргелі түрде тәуелді болса, мәселенің бөліктерін оқшаулап зерттеу арқылы толық шешімге жақындау мүмкін болмауы мүмкін. Соған қарамастан, бұл біздің өткенде ілгерілеуге қол жеткізген жолымыз екені анық. Классикалық мысал тағы да Ньютонның тартылыс теориясы болып табылады, ол бізге екі дене арасындағы тартылыс күші тек әр денеге қатысты бір санға – оның массасына байланысты екенін айтады, бірақ денелердің неден жасалғанына тәуелсіз. Осылайша, күн мен планеталардың орбиталарын есептеу үшін олардың құрылымы мен құрамы туралы теорияның болуы қажет емес.
Бүгінгі таңда ғалымдар ғаламды екі негізгі дербес теория тұрғысынан сипаттайды – Жалпы салыстырмалылық теориясы (тартылыс заңын және ғаламның кең ауқымды құрылымын түсіндіретін Эйнштейн теориясы) және кванттық механика (атомдық деңгейдегі өте кішкентай құбылыстарды зерттейтін ілім). Олар осы ғасырдың бірінші жартысының ұлы интеллектуалдық жетістіктері болып табылады. Жалпы салыстырмалылық теориясы тартылыс күшін және ғаламның ірі ауқымды құрылымын сипаттайды. Ал кванттық механика, керісінше, дюймнің миллионнан бір миллионы сияқты өте кішкентай ауқымдағы құбылыстармен айналысады. Өкінішке орай, бұл екі теория бір-біріне қайшы келетіні белгілі – олардың екеуі де бірдей дұрыс болуы мүмкін емес. Бүгінгі таңдағы физиканың басты міндеттерінің бірі және осы кітаптың негізгі тақырыбы – екеуін де біріктіретін жаңа теорияны, яғни кванттық тартылыс теориясын іздеу. Бізде әлі мұндай теория жоқ және біз оған жетуден әлі де алыс болуымыз мүмкін, бірақ біз оның ие болуы тиіс көптеген қасиеттерін білеміз. Кейінгі тарауларда біз кванттық тартылыс теориясы жасауы тиіс болжамдар туралы біраз нәрсені білетінімізді көреміз.
Егер сіз ғаламның ерікті емес екеніне, керісінше, нақты заңдармен реттелетініне сенсеңіз, ақыр соңында дербес теорияларды ғаламдағы барлық нәрсені сипаттайтын толық біріктірілген теорияға біріктіруіңіз керек. Бірақ мұндай толық біріктірілген теорияны іздеуде іргелі парадокс бар. Жоғарыда сипатталған ғылыми теориялар туралы идеялар бізді ғаламды қалауымызша бақылай алатын және көргенімізден логикалық қорытындылар шығара алатын парасатты тіршілік иелері деп есептейді. Мұндай жүйеде біз ғаламды басқаратын заңдарға жақындай түсеміз деп болжауға болады. Бірақ егер шынымен де толық біріктірілген теория бар болса, ол біздің іс-әрекеттерімізді де анықтайтын болар еді. Олай болса, теорияның өзі оны іздеу нәтижесін де анықтайды! Және ол неге бізді қолда бар дәлелдерден дұрыс қорытынды шығаруға мәжбүрлеуі керек? Ол бізді қате қорытынды шығаруға да бірдей дәрежеде итермелеуі мүмкін емес пе? Немесе мүлдем қорытынды шығармауға?
Мен бұл мәселеге бере алатын жалғыз жауап Дарвиннің табиғи сұрыпталу принципіне негізделген. Идея мынадай: өзін-өзі көбейтетін кез келген ағзалар популяциясында әртүрлі даралардың генетикалық материалы мен тәрбиесінде айырмашылықтар болады. Бұл айырмашылықтар кейбір даралардың қоршаған әлем туралы дұрыс қорытынды шығаруға және соған сәйкес әрекет етуге басқалардан гөрі қабілеттірек болатынын білдіреді. Бұл даралардың аман қалу және көбею ықтималдығы жоғары болады, сондықтан олардың мінез-құлық пен ойлау үлгісі басымдыққа ие болады. Біз интеллект және ғылыми жаңалық деп атайтын нәрселердің өткенде аман қалу үшін артықшылық бергені рас. Қазір бұл жағдайдың солай екені онша анық емес: біздің ғылыми жаңалықтарымыз бәрімізді құртуы мүмкін, тіпті олай болмаған күннің өзінде, толық біріктірілген теория біздің аман қалу мүмкіндігімізге көп әсер етпеуі мүмкін. Дегенмен, ғалам жүйелі түрде дамыған болса, табиғи сұрыпталу бізге берген пайымдау қабілеттері толық біріктірілген теорияны іздеуде де жарамды болады және бізді қате қорытындыларға апармайды деп күтуге болады.
Қолда бар дербес теориялар ең экстремалды жағдайлардан басқасының бәрінде дәл болжамдар жасауға жеткілікті болғандықтан, ғаламның түпкілікті теориясын іздеуді практикалық тұрғыдан ақтау қиын сияқты. (Айта кету керек, ұқсас уәждер салыстырмалылыққа да, кванттық механикаға да қарсы қолданылуы мүмкін еді, ал бұл теориялар бізге ядролық энергияны да, микроэлектроника революциясын да сыйлады! ) Сондықтан толық біріктірілген теорияның табылуы біздің түріміздің аман қалуына көмектеспеуі мүмкін. Ол тіпті біздің өмір салтымызға да әсер етпеуі мүмкін. Бірақ өркениет пайда болғаннан бері адамдар оқиғаларды бір-бірімен байланыссыз және түсініксіз ретінде көрумен шектелмеді. Олар әлемдегі негізгі тәртіпті түсінуге құштар болды. Бүгінде біз әлі де неге осында екенімізді және қайдан келгенімізді білуге ұмтыламыз. Адамзаттың білімге деген терең құштарлығы біздің ізденісімізді жалғастыру үшін жеткілікті негіз болып табылады. Ал біздің мақсатымыз – өзіміз өмір сүріп жатқан ғаламды толық сипаттаудан кем емес.
2-ТАРАУ
КЕҢІСТІК ПЕН УАҚЫТ
Денелердің қозғалысы туралы біздің қазіргі түсініктеріміз Галилей мен Ньютоннан бастау алады. Оларға дейін адамдар Аристотельге сенетін. Ол дененің табиғи күйі — тыныштықта болу, ал дене тек сыртқы күш немесе импульс әсер еткенде ғана қозғалады деп үйреткен. Осыдан келіп, ауыр дене жеңіл денеге қарағанда жылдамырақ құлауы керек деген қорытынды шықты, өйткені оның жерге тартылысы күштірек болады деп есептелді.
Аристотельдік дәстүр бойынша, ғаламды басқаратын барлық заңдарды тек таза ойлау арқылы ашуға болады, оларды бақылау арқылы тексерудің қажеті жоқ деп саналды. Сондықтан Галилейге дейін ешкім әртүрлі салмақтағы денелердің шынымен де әртүрлі жылдамдықпен құлайтынын тексеруге талпынбады. Галилей Пизаның қисайған мұнарасынан ауырлықтарды тастау арқылы Аристотельдің сенімі қате екенін дәлелдеген деген аңыз бар. Бұл оқиғаның шындыққа жанасуы екіталай, бірақ Галилей соған тең келетін басқа әрекет жасады: ол тегіс көлбеу жазықтық бойымен әртүрлі салмақтағы шарларды домалатты. Бұл жағдай ауыр денелердің тік құлауына ұқсас, бірақ жылдамдықтар (дененің бірлік уақыт ішінде жүріп өткен жолы) азырақ болғандықтан, оны бақылау оңайырақ. Галилейдің өлшемдері әрбір дененің салмағына қарамастан, жылдамдығын бірдей қарқынмен арттыратынын көрсетті.
Мысалы, егер сіз әр он метр сайын бір метрге төмендейтін көлбеу бойымен шарды жіберсеңіз, оның жылдамдығы бір секундтан кейін секундына шамамен бір метр, екі секундтан кейін секундына екі метр болады және осылайша шардың салмағына қарамастан жалғаса береді. Әрине, қорғасын кесегі қауырсыннан жылдамырақ құлайды, бірақ бұл тек қауырсынды ауа кедергісі баяулататындықтан ғана болады. Егер ауа кедергісі аз болатын екі денені, мысалы, екі түрлі қорғасын салмағын тастасаңыз, олар бірдей жылдамдықпен құлайды. Айда ауа жоқ болғандықтан, астронавт Дэвид Р. Скотт қауырсын мен қорғасын кесегімен тәжірибе жасап, олардың шынымен де жерге бір уақытта тигенін анықтады.
Галилейдің өлшемдерін Ньютон өзінің қозғалыс заңдарының негізі ретінде пайдаланды. Галилейдің тәжірибелерінде дене көлбеу бойымен домалағанда оған әрқашан бірдей күш (оның салмағы) әсер етті және бұл оның жылдамдығын үнемі арттыруға мәжбүр етті. Бұл күштің нақты әсері бұрын ойлағандай денені жай ғана қозғалысқа келтіру емес, оның жылдамдығын өзгерту екенін көрсетті. Бұл сонымен қатар денеге ешқандай күш әсер етпесе, оның бір түзудің бойымен тұрақты жылдамдықпен қозғала беретінін білдірді. Бұл идея алғаш рет 1687 жылы жарық көрген Ньютонның «Principia Mathematica» еңбегінде нақты тұжырымдалып, Ньютонның бірінші заңы ретінде белгілі болды.
Денеге күш әсер еткенде не болатыны Ньютонның екінші заңымен сипатталады. Онда дененің күшке пропорционал қарқынмен үдеу (жылдамдықтың өзгеру қарқыны) алатыны немесе жылдамдығын өзгертетіні айтылған. (Мысалы, егер күш екі есе артық болса, үдеу де екі есе артық болады). Сондай-ақ дене массасы (немесе зат мөлшері) неғұрлым көп болса, үдеу соғұрлым аз болады. (Массасы екі есе көп денеге әсер ететін дәл сондай күш жарты есе аз үдеу береді). Қарапайым мысал ретінде автомобильді келтіруге болады: қозғалтқыш неғұрлым қуатты болса, үдеу соғұрлым жоғары болады, бірақ автомобиль неғұрлым ауыр болса, сол қозғалтқышпен үдеу соғұрлым аз болады.
Ньютон қозғалыс заңдарынан бөлек, гравитация күшін сипаттайтын заңды ашты. Оған сәйкес, кез келген дене басқа кез келген денені әрбір дененің массасына пропорционал күшпен тартады. Осылайша, егер денелердің бірінің (айталық, А денесінің) массасы екі есе артса, екі дене арасындағы күш екі есе күшті болады. Бұл логикалық тұрғыдан күтілетін нәрсе, өйткені жаңа А денесін бастапқы массасы бар екі денеден тұрады деп қарастыруға болады. Олардың әрқайсысы В денені бастапқы күшпен тартады. Сонымен, А мен В арасындағы жалпы күш бастапқы күштен екі есе көп болады. Ал егер денелердің бірінің массасы екі есе, екіншісінікі үш есе көп болса, онда күш алты есе күшті болады.
Енді неге барлық денелердің бірдей жылдамдықпен құлайтынын түсінуге болады: салмағы екі есе ауыр денені төмен қарай тартатын гравитация күші де екі есе көп болады, бірақ оның массасы да екі есе артық. Ньютонның екінші заңына сәйкес, бұл екі әсер бір-бірін толық жояды, сондықтан үдеу барлық жағдайда бірдей болады.
Ньютонның гравитация заңы денелердің арақашықтығы неғұрлым алыс болса, күш соғұрлым аз болатынын айтады. Ньютонның гравитация заңы бойынша жұлдыздың тартылыс күші одан екі есе қашықтықта орналасқан дәл сондай жұлдыздың тартылысынан төрт есе аз. Бұл заң Жердің, Айдың және планеталардың орбиталарын өте жоғары дәлдікпен болжайды. Егер жұлдыздың гравитациялық тартылысы қашықтыққа байланысты тезірек азайса немесе жылдамырақ артса, планеталардың орбиталары эллипстік болмас еді; олар не Күнге қарай спираль түрінде жақындар еді, не Күннен алыстап кетер еді.
Абсолюттік тыныштықтың жоқтығы
Аристотельдің идеялары мен Галилей мен Ньютонның идеялары арасындағы үлкен айырмашылық — Аристотель «таңдаулы тыныштық күйіне» сенген. Оның пікірінше, кез келген дене сыртқы күш әсер етпесе, осы күйге келеді. Атап айтқанда, ол Жер тыныштықта тұр деп ойлады. Бірақ Ньютон заңдарынан тыныштықтың бірегей стандарты жоқ екені шығады. Бір адам «А денесі тыныштықта, ал В денесі А денесіне қатысты тұрақты жылдамдықпен қозғалып барады» десе, екінші адам «В денесі тыныштықта, ал А денесі қозғалыста» деп дәл солай айта алады.
Мысалы, Жердің айналуын және оның Күн орбитасымен қозғалысын бір сәт жиырып қойсақ, біз Жер тыныштықта, ал ондағы пойыз солтүстікке қарай сағатына тоқсан миль жылдамдықпен бара жатыр деп айта аламыз немесе пойыз тыныштықта, ал Жер оңтүстікке қарай сағатына тоқсан миль жылдамдықпен қозғалып барады дей аламыз. Егер пойызда қозғалатын денелермен тәжірибе жасаса, Ньютонның барлық заңдары сақталады. Мысалы, пойызда пинг-понг ойнағанда, шар жол жиегіндегі үстелдегідей Ньютон заңдарына бағынады. Сондықтан пойыздың ба, әлде Жердің бе, қайсысының қозғалып жатқанын анықтау мүмкін емес.
Абсолюттік тыныштық стандартының болмауы әртүрлі уақытта болған екі оқиғаның кеңістіктегі бір орында болған-болмағанын анықтауға мүмкіндік бермейді. Мысалы, пойыздағы пинг-понг шары үстелдің бір нүктесіне бір секунд аралықпен екі рет тиіп, тік жоғары-төмен секірді делік. Теміржол жиегінде тұрған адам үшін бұл екі соққының арасы шамамен қырық метрдей болып көрінеді, өйткені пойыз соққылар арасындағы уақытта жол бойымен осынша қашықтықты жүріп өтеді. Демек, абсолюттік тыныштықтың болмауы Аристотель сенгендей, оқиғаға кеңістіктегі абсолюттік позицияны беру мүмкін емес екенін білдірді. Оқиғалардың орны мен олардың арасындағы қашықтық пойыздағы адам мен жол жиегіндегі адам үшін әртүрлі болады және бір адамның позициясын екіншісінен артық көруге ешқандай негіз жоқ.
Ньютонды абсолюттік позицияның немесе ол атағандай «абсолюттік кеңістіктің» жоқтығы қатты алаңдатты, өйткені бұл оның абсолюттік Құдай туралы түсінігіне сәйкес келмеді. Іс жүзінде ол өз заңдарынан туындаса да, абсолюттік кеңістіктің жоқтығын мойындаудан бас тартты. Осы иррационалды сенімі үшін оны көптеген адамдар, әсіресе материалдық объектілер, кеңістік пен уақытты елес деп санаған философ Бишоп Беркли қатты сынады. Әйгілі доктор Джонсонға Берклидің пікірі туралы айтылғанда, ол «Мен мұны былай жоққа шығарамын! » деп айқайлап, үлкен тасқа бақайын соғып алған екен.
Аристотель де, Ньютон да абсолюттік уақытқа сенді. Яғни, олар екі оқиға арасындағы уақыт аралығын бірегей өлшеуге болатынына және жақсы сағат қолданылса, бұл уақыт оны кім өлшесе де бірдей болатынына сенді. Уақыт кеңістіктен толықтай бөлек және тәуелсіз деп саналды. Көптеген адамдар мұны ортақ логика (commonsense) деп қабылдайды. Алайда, бізге кеңістік пен уақыт туралы түсініктерімізді өзгертуге тура келді. Біздің қарапайым түсініктеріміз алма немесе салыстырмалы түрде баяу қозғалатын планеталар сияқты заттармен жұмыс істегенде жақсы нәтиже бергенімен, жарық жылдамдығымен немесе оған жақын жылдамдықпен қозғалатын заттар үшін мүлдем жарамайды.
Жарықтың шекті, бірақ өте жоғары жылдамдықпен таралатынын алғаш рет 1676 жылы дат астрономы Оле Кристенсен Рёмер ашты. Ол Юпитер серіктерінің Юпитер тасасына өту уақыттары, егер серіктер Юпитерді тұрақты жылдамдықпен айналса күтілетіндей, бірқалыпты емес екенін байқады. Жер мен Юпитер Күнді айнала қозғалған сайын олардың арасындағы қашықтық өзгереді. Рёмер Юпитер серіктерінің тұтылуы біз Юпитерден алыстаған сайын кешірек болатынын байқады. Ол мұны серіктерден шыққан жарық біз алыс болғанда жетуі үшін ұзағырақ уақыт алатындығымен түсіндірді. Бірақ оның Жер мен Юпитер арасындағы қашықтық өзгерістерін өлшеуі өте дәл болмады, сондықтан ол тапқан жарық жылдамдығы секундына 140 000 мильді құрады (қазіргі мәні — секундына 186 000 миль). Осыған қарамастан, Рёмердің жарықтың шекті жылдамдықпен таралатынын дәлелдеуі ғана емес, оны өлшеп шығуы да таңғаларлық жетістік болды, өйткені бұл Ньютонның «Principia Mathematica» еңбегі жарық көргенге дейін он бір жыл бұрын болған еді.
Жарықтың таралуының нақты теориясы 1865 жылға дейін пайда болған жоқ. Сол жылы британдық физик Джеймс Клерк Максвелл электр және магнетизм күштерін сипаттау үшін қолданылып келген жекелеген теорияларды біріктіре алды. Максвелл теңдеулері (электромагниттік өрістің қалай өзгеретінін сипаттайтын математикалық заңдар жиынтығы) біріккен электромагниттік өрісте толқын тәрізді тербелістер болуы мүмкін екенін және олар тоғандағы толқындар сияқты белгілі бір жылдамдықпен таралатынын болжады. Егер бұл толқындардың ұзындығы (бір толқын шыңы мен келесісінің арасындағы қашықтық) бір метр немесе одан да көп болса, оларды біз қазір радио толқындар деп атаймыз. Қысқа толқын ұзындықтары микротолқындар (бірнеше сантиметр) немесе инфрақызыл (сантиметрдің он мыңнан бір бөлігінен астам) деп аталады. Көрінетін жарықтың толқын ұзындығы сантиметрдің тек қырық пен сексен миллионнан бір бөлігі аралығында болады. Одан да қысқа толқын ұзындықтары ультракүлгін, рентген сәулелері және гамма сәулелері ретінде белгілі.
Максвелл теориясы радио немесе жарық толқындарының белгілі бір тұрақты жылдамдықпен таралуы керек екенін болжады. Бірақ Ньютон теориясы абсолюттік тыныштық идеясынан бас тартқан болатын, сондықтан егер жарық тұрақты жылдамдықпен таралуы керек болса, сол тұрақты жылдамдық неге қатысты өлшенетінін айту керек болды.
Осыған байланысты кеңістіктің барлық жерінде, тіпті «бос» кеңістікте де «эфир» (жарық таралатын гипотетикалық орта) деп аталатын зат бар деген ұсыныс жасалды. Жарық толқындары эфир арқылы дыбыс толқындарының ауа арқылы таралатыны сияқты таралуы тиіс, сондықтан олардың жылдамдығы эфирге қатысты болуы керек деп есептелді. Эфирге қатысты қозғалатын әртүрлі бақылаушылар өздеріне қарай келе жатқан жарықтың жылдамдығын әртүрлі деп көруі тиіс, бірақ жарықтың эфирге қатысты жылдамдығы тұрақты болып қалуы керек еді. Атап айтқанда, Жер Күнді айнала отырып эфир арқылы қозғалатындықтан, Жердің эфирдегі қозғалыс бағытымен өлшенетін жарық жылдамдығы (біз жарық көзіне қарай қозғалғанда), сол қозғалысқа тік бұрыш бағытындағы жылдамдықтан жоғары болуы тиіс еді.
1887 жылы Альберт Майкельсон (кейіннен физика бойынша Нобель сыйлығын алған алғашқы американдық болды) және Эдвард Морли Кливлендтегі Кейс қолданбалы ғылымдар мектебінде өте мұқият тәжірибе жүргізді. Олар жарықтың Жердің қозғалыс бағытындағы жылдамдығын оған тік бұрыш бағытындағы жылдамдығымен салыстырды. Олардың таңғалысына орай, бұл жылдамдықтардың бірдей екені анықталды!
1887 мен 1905 жылдар аралығында Майкельсон-Морли тәжірибесінің нәтижесін түсіндіруге тырысқан бірнеше талпыныстар болды. Соның ішінде голланд физигі Хендрик Лоренц денелер эфир арқылы қозғалғанда қысқарады және сағаттар баяулайды деген идеяны ұсынды. Алайда, 1905 жылы швейцариялық патент бюросының белгісіз қызметкері Альберт Эйнштейн өзінің әйгілі мақаласында, егер адам абсолюттік уақыт идеясынан бас тартса, эфир туралы бүкіл идеяның қажеті жоқ екенін көрсетті. Бірнеше аптадан кейін осыған ұқсас пікірді жетекші француз математигі Анри Пуанкаре де білдірді. Эйнштейннің дәлелдері Пуанкареге қарағанда физикаға жақынырақ болды, өйткені Пуанкаре бұл мәселені математикалық тұрғыдан қарастырды. Жаңа теория үшін негізгі құрмет әдетте Эйнштейнге беріледі, бірақ Пуанкаренің есімі осы теорияның маңызды бөлігіне берілген.
Салыстырмалылық теориясының (осылай аталған) негізгі постулаты (дәлелсіз қабылданатын қағида) бойынша, ғылым заңдары еркін қозғалатын барлық бақылаушылар үшін, олардың жылдамдығына қарамастан, бірдей болуы керек. Бұл Ньютонның қозғалыс заңдары үшін ақиқат еді, бірақ енді бұл идея Максвелл теориясы мен жарық жылдамдығына да таратылды: барлық бақылаушылар қаншалықты жылдам қозғалса да, жарық жылдамдығын бірдей деп өлшеуі тиіс.
Бұл қарапайым идеяның таңғаларлық салдарлары бар. Мәлiмдердің ішіндегі ең танымалы — масса мен энергияның баламалылығы, ол Эйнштейннің әйгілі **E=mc²** теңдеуімен түйінделген (мұндағы E — энергия, m — масса, c — жарық жылдамдығы) және ешқандай дене жарық жылдамдығынан жылдам қозғала алмайды деген заң. Энергия мен массаның баламалылығына байланысты объектінің қозғалыс салдарынан ие болған энергиясы оның массасына қосылады. Басқаша айтқанда, бұл оның жылдамдығын арттыруды қиындатады.
Бұл әсер тек жарық жылдамдығына жақын жылдамдықпен қозғалатын объектілер үшін ғана байқалады. Мысалы, жарық жылдамдығының 10 пайызында объектінің массасы қалыпты жағдайдан тек 0,5 пайызға ғана артық болса, жарық жылдамдығының 90 пайызында оның массасы қалыптыдан екі есе артық болады. Объект жарық жылдамдығына жақындаған сайын, оның массасы барған сайын тезірек өседі, сондықтан оны одан әрі жылдамдату үшін көбірек энергия қажет болады. Іс жүзінде ол жарық жылдамдығына ешқашан жете алмайды, өйткені ол кезде оның массасы шексіз болар еді, ал масса мен энергияның баламалылығы бойынша оны сол жылдамдыққа жеткізу үшін шексіз энергия қажет болар еді. Осы себепті, кез келген қалыпты объект салыстырмалылық заңымен мәңгілікке жарық жылдамдығынан төмен жылдамдықтармен қозғалуға шектелген. Тек жарық немесе өзіндік массасы жоқ басқа толқындар ғана жарық жылдамдығымен қозғала алады.
Салыстырмалылық теориясының тағы бір таңғаларлық салдары — біздің кеңістік пен уақыт туралы түсініктерімізді төңкеріп жіберуі. Ньютон теориясында, егер бір жерден екінші жерге жарық импульсі жіберілсе, әртүрлі бақылаушылар сапардың ұзақтығы туралы келіседі (өйткені уақыт абсолютті), бірақ жарықтың қанша қашықтықты жүріп өткені туралы әрқашан келісе бермейді (өйткені кеңістік абсолютті емес). Жарық жылдамдығы жүріп өткен қашықтықты уақытқа бөлгенге тең болғандықтан, әртүрлі бақылаушылар жарықтың әртүрлі жылдамдықтарын өлшер еді. Ал салыстырмалылық теориясында барлық бақылаушылар жарықтың қаншалықты жылдам таралатыны туралы келісуі керек. Алайда, олар жарықтың жүріп өткен қашықтығы туралы бәрібір келіспейді, сондықтан олар енді оған кеткен уақыт туралы да келіспеуі тиіс. (Кеткен уақыт — бақылаушылар келіспейтін қашықтықтың, олар келісетін жарық жылдамдығына бөліндісі). Басқаша айтқанда, салыстырмалылық теориясы абсолюттік уақыт идеясына нүкте қойды! Әрбір бақылаушының өзімен бірге алып жүретін сағаты бойынша жазылған жеке уақыт өлшемі болуы керек және әртүрлі бақылаушылар алып жүретін бірдей сағаттардың көрсеткіштері міндетті түрде сәйкес келе бермейді.
Әрбір бақылаушы жарық импульсін немесе радио толқындарын жіберу арқылы оқиғаның қай жерде және қашан болғанын айту үшін радарды пайдалана алады. Импульстің бір бөлігі оқиға орнынан шағылысады және бақылаушы жаңғырықты алған уақытын өлшейді. Оқиғаның уақыты импульс жіберілген сәт пен шағылысқан сигнал қайтып алынған сәттің ортасы деп есептеледі: оқиғаға дейінгі қашықтық — осы барыс-келіс сапарына кеткен уақыттың жартысы мен жарық жылдамдығының көбейтіндісіне тең. (Бұл мағынада «оқиға» дегеніміз — кеңістіктің бір нүктесінде және уақыттың белгілі бір сәтінде болатын нәрсе). Бұл идея мұнда көрсетілген, ол кеңістік-уақыт диаграммасының мысалы болып табылады...
2.1-сурет
Осы процедураны пайдалана отырып, бір-біріне қатысты қозғалып бара жатқан бақылаушылар бір оқиғаға әртүрлі уақыт пен позицияны тағайындайды. Бір бақылаушының өлшемдері екіншісінен дұрысырақ емес, бірақ барлық өлшемдер өзара байланысты. Кез келген бақылаушы басқа бақылаушының салыстырмалы жылдамдығын білсе, оның оқиғаға қандай уақыт пен позиция беретінін дәл есептеп шығара алады.
Қазіргі уақытта біз қашықтықты дәл өлшеу үшін дәл осы әдісті қолданамыз, өйткені біз уақытты ұзындыққа қарағанда дәлірек өлшей аламыз. Іс жүзінде метр — цезий сағатымен өлшенген 0,000000003335640952 секунд ішінде жарық жүріп өтетін қашықтық ретінде анықталады. (Бұл нақты санның алыну себебі — ол метрдің тарихи анықтамасына, яғни Парижде сақталған платина бағанындағы екі белгінің арасына сәйкес келеді). Сол сияқты біз «жарық секунды» деп аталатын ыңғайлырақ жаңа ұзындық бірлігін қолдана аламыз. Бұл — жай ғана жарықтың бір секундта жүріп өтетін қашықтығы. Салыстырмалылық теориясында біз қашықтықты былай анықтаймыз:
- Ешқандай сөзді блоктама - Html tag керек емес
уақыт пен жарық жылдамдығы тұрғысынан қарастырылады, сондықтан әрбір бақылаушы жарықтың бірдей жылдамдыққа ие екенін автоматты түрде өлшейді (анықтама бойынша, 1 метр 0,000000003335640952 секундта өтіледі). Эфир (жарық толқындары тарайтын орта деп есептелген гипотетикалық зат) идеясын енгізудің қажеті жоқ, өйткені Майкельсон-Морли тәжірибесі көрсеткендей, оның бар екенін бәрібір анықтау мүмкін емес. Дегенмен, салыстырмалылық теориясы бізді кеңістік пен уақыт туралы түсініктерімізді түбегейлі өзгертуге мәжбүр етеді. Біз уақыттың кеңістіктен мүлдем бөлек және оған тәуелсіз емес екенін, керісінше онымен бірігіп, кеңістік-уақыт (төрт өлшемді физикалық модель) деп аталатын объектіні құрайтынын қабылдауымыз керек.
Кеңістіктегі нүктенің орнын үш санмен немесе координаталармен сипаттауға болатыны жалпы тәжірибеден белгілі. Мысалы, бөлмедегі нүктені бір қабырғадан жеті фут, екіншісінен үш фут қашықтықта және еденнен бес фут биіктікте деп айтуға болады. Немесе нүктенің белгілі бір ендік пен бойлықта және теңіз деңгейінен белгілі бір биіктікте екенін көрсетуге болады. Кез келген үш сәйкес координатаны қолдануға еріктіміз, бірақ олардың қолданылу аясы шектеулі. Айдың орнын Пикадилли алаңынан солтүстікке және батысқа қарай мильмен немесе теңіз деңгейінен биіктікпен көрсетпейміз. Оның орнына оны Күннен қашықтығы, планеталар орбиталарының жазықтығынан қашықтығы және Айды Күнмен қосатын сызық пен Күнді Альфа Центавр сияқты жақын жұлдызбен қосатын сызық арасындағы бұрыш арқылы сипаттауға болады. Тіпті бұл координаталар біздің галактикадағы Күннің орнын немесе жергілікті галактикалар тобындағы біздің галактиканың орнын сипаттау үшін онша пайдалы болмас еді. Шын мәнінде, бүкіл ғаламды бір-бірінің үстіне түсетін патчтар жиынтығы ретінде сипаттауға болады. Әрбір патчта нүктенің орнын көрсету үшін үш координатаның әртүрлі жиынтығын қолдануға болады.
Оқиға — бұл кеңістіктің белгілі бір нүктесінде және белгілі бір уақытта болатын нәрсе. Сондықтан оны төрт санмен немесе координаталармен көрсетуге болады. Тағы да айта кетейік, координаталарды таңдау ерікті; кез келген үш нақты анықталған кеңістіктік координатаны және кез келген уақыт өлшемін қолдануға болады. Салыстырмалылық теориясында кеңістік пен уақыт координаталары арасында нақты айырмашылық жоқ, дәл кез келген екі кеңістік координатасының арасында ешқандай айырмашылық болмайтыны сияқты. Жаңа координаталар жиынтығын таңдауға болады, онда, айталық, бірінші кеңістік координатасы ескі бірінші және екінші кеңістік координаталарының комбинациясы болады. Мысалы, Жердегі нүктенің орнын Пикадиллиден солтүстікке және батысқа қарай мильмен өлшеудің орнына, Пикадиллиден солтүстік-шығысқа және солтүстік-батысқа қарай мильмен өлшеуге болады. Сол сияқты, салыстырмалылық теориясында ескі уақытқа (секундпен) Пикадиллиден солтүстікке қарайғы қашықтықты (жарық секундтарымен) қосқан жаңа уақыт координатасын қолдануға болады.
Оқиғаның төрт координатасын кеңістік-уақыт деп аталатын төрт өлшемді кеңістіктегі орнын көрсететіндей етіп елестету жиі көмектеседі. Төрт өлшемді кеңістікті елестету мүмкін емес. Жеке өзіме үш өлшемді кеңістікті визуалдаудың өзі қиынға соғады! Дегенмен, Жер беті сияқты екі өлшемді кеңістіктердің диаграммаларын салу оңай. (Жер беті екі өлшемді, өйткені нүктенің орны екі координатамен — ендік пен бойлықпен көрсетілуі мүмкін). Мен әдетте уақыт жоғары қарай артатын және кеңістіктік өлшемдердің бірі көлденең көрсетілетін диаграммаларды қолданамын. Қалған екі кеңістіктік өлшем ескерілмейді немесе кейде олардың бірі перспектива арқылы көрсетіледі. (Бұлар 2:1 суретіндегідей кеңістік-уақыт диаграммалары деп аталады).
2:2 суреті
Мәселен, 2:2 суретінде уақыт жоғары қарай жылдармен өлшенеді, ал Күннен Альфа Центаврға дейінгі сызық бойындағы қашықтық көлденеңінен мильмен өлшенеді. Күн мен Альфа Центаврдың кеңістік-уақыт арқылы өтетін жолдары диаграмманың сол және оң жағындағы тік сызықтар ретінде көрсетілген. Күннен шыққан жарық сәулесі диагональ бойынша жүреді және Күннен Альфа Центаврға жету үшін төрт жыл кетеді.
Көріп отырғанымыздай, Максвелл теңдеулері жарық жылдамдығы дереккөздің жылдамдығына қарамастан бірдей болуы керек деп болжады және бұл дәл өлшеулермен расталды. Бұдан шығатын қорытынды: егер жарық импульсі белгілі бір уақытта кеңістіктің белгілі бір нүктесінде шықса, онда уақыт өткен сайын ол жарық сферасы ретінде тарайды, оның мөлшері мен орны дереккөздің жылдамдығына байланысты емес. Секундтың миллионнан бір бөлігінен кейін жарық радиусы 300 метр болатын сфера құрап таралады; секундтың миллионнан екі бөлігінен кейін радиус 600 метр болады және т. с. с. Бұл тас лақтырылған кезде тоған бетінде таралатын толқындарға ұқсайды. Толқындар уақыт өткен сайын үлкейетін шеңбер болып таралады. Егер әртүрлі уақыттағы толқындардың суреттерін бірінің үстіне бірін қойса, кеңейіп жатқан толқын шеңбері тас суға тиген жер мен уақытта ұшы орналасқан конусты құрайды (2:3 суреті).
2:3 суреті Сол сияқты, оқиғадан таралатын жарық кеңістік-уақытта (үш өлшемді) конус түзеді. Бұл конус оқиғаның болашақ жарық конусы деп аталады. Тура осылай, өткен жарық конусы деп аталатын басқа конусты салуға болады, бұл — жарық импульсі берілген оқиғаға жете алатын оқиғалар жиынтығы (2:4 суреті).
2:4 суреті P оқиғасы берілсе, ғаламдағы басқа оқиғаларды үш класқа бөлуге болады. P оқиғасынан жарық жылдамдығымен немесе одан төмен жылдамдықпен қозғалатын бөлшек немесе толқын арқылы жетуге болатын оқиғалар P-ның болашағында деп аталады. Олар P оқиғасынан шыққан кеңейіп жатқан жарық сферасының ішінде немесе бетінде орналасады. Осылайша, олар кеңістік-уақыт диаграммасында P-ның болашақ жарық конусының ішінде немесе бетінде жатады. Тек P-ның болашағындағы оқиғаларға ғана P-да болған жағдай әсер ете алады, өйткені ештеңе жарықтан жылдам қозғала алмайды.
Сол сияқты, P-ның өткені жарық жылдамдығымен немесе одан төмен жылдамдықпен P оқиғасына жету мүмкін болатын барлық оқиғалар жиынтығы ретінде анықталуы мүмкін. Осылайша, бұл P-да не болатынына әсер ете алатын оқиғалар жиынтығы. P-ның болашағында немесе өткенінде жатпайтын оқиғалар P-ның «басқа жерінде» (elsewhere) орналасқан деп аталады (2:5 суреті).
2:5 суреті Мұндай оқиғаларда не болатыны P-да болатын жағдайға әсер ете алмайды және одан әсер ала алмайды. Мысалы, егер Күн дәл осы сәтте сөнуін тоқтатса, бұл қазіргі уақытта Жердегі заттарға әсер етпес еді, өйткені олар Күн сөнген оқиғаның «басқа жерінде» болар еді (2:6 суреті).
2:6 суреті Біз бұл туралы тек сегіз минуттан кейін, жарықтың Күннен бізге жетуіне кететін уақыт өткен соң ғана білер едік. Тек сонда ғана Жердегі оқиғалар Күн сөнген оқиғаның болашақ жарық конусына енеді. Сол сияқты, біз дәл қазір ғаламның алыс жерлерінде не болып жатқанын білмейміз: біз алыс галактикалардан көретін жарық олардан миллиондаған жыл бұрын шыққан, ал біз көрген ең алыс нысан жағдайында жарық шамамен сегіз мың миллион жыл бұрын шыққан. Осылайша, біз ғаламға қарағанда, оны өткен шақтағы қалпында көреміз.
Егер Эйнштейн мен Пуанкаре 1905 жылы жасағандай гравитациялық әсерлерді ескермесек, бізде арнайы салыстырмалылық теориясы болады. Кеңістік-уақыттағы әрбір оқиға үшін біз жарық конусын (сол оқиғада шыққан жарықтың кеңістік-уақыттағы барлық мүмкін жолдарының жиынтығын) құра аламыз және жарық жылдамдығы әрбір оқиғада және әрбір бағытта бірдей болғандықтан, барлық жарық конустары бірдей болады және бәрі бір бағытқа бағытталады. Теория сонымен қатар ештеңенің жарықтан жылдам қозғала алмайтынын айтады. Бұл кез келген нысанның кеңістік пен уақыт арқылы өтетін жолы оның әрбір оқиғасындағы жарық конусының ішінде жататын сызықпен кескінделуі керек дегенді білдіреді (2. 7-сур). Арнайы салыстырмалылық теориясы жарық жылдамдығының барлық бақылаушыларға бірдей болып көрінетінін (Майкельсон-Морли тәжірибесі көрсеткендей) түсіндіруде және заттар жарық жылдамдығына жақын жылдамдықпен қозғалғанда не болатынын сипаттауда өте сәтті болды. Дегенмен, ол Ньютонның тартылыс теориясымен сәйкес келмеді, ол нысандар бір-бірін олардың арасындағы қашықтыққа байланысты күшпен тартады деп айтқан болатын. Бұл егер нысандардың бірін қозғаса, екіншісіне әсер ететін күш лезде өзгереді дегенді білдіреді. Немесе басқаша айтқанда, гравитациялық әсерлер арнайы салыстырмалылық теориясы талап еткендей жарық жылдамдығымен немесе одан төмен емес, шексіз жылдамдықпен таралуы тиіс еді.
Эйнштейн 1908-1914 жылдар аралығында арнайы салыстырмалылықпен сәйкес келетін гравитация теориясын табу үшін бірнеше сәтсіз әрекеттер жасады. Соңында, 1915 жылы ол қазір біз жалпы салыстырмалылық теориясы деп атайтын теорияны ұсынды. Эйнштейн гравитация басқа күштер сияқты күш емес, ол кеңістік-уақыттың бұрын ойлағандай тегіс емес, ондағы масса мен энергияның таралуына байланысты қисайған немесе «майысқан» болуының салдары деген революциялық болжам жасады.
Жер сияқты денелер гравитация деп аталатын күштің әсерінен қисық орбиталармен қозғалуға мәжбүр болмайды; оның орнына олар қисық кеңістіктегі түзу жолға ең жақын нәрсені ұстанады, ол геодезиялық сызық (екі нүкте арасындағы ең қысқа немесе ең ұзын жол) деп аталады. Мысалы, Жер беті — екі өлшемді қисық кеңістік. Жердегі геодезиялық сызық үлкен шеңбер деп аталады және екі нүкте арасындағы ең қысқа жол болып табылады (2. 8-сур). Геодезиялық сызық кез келген екі әуежай арасындағы ең қысқа жол болғандықтан, авиация навигаторы ұшқышқа дәл осы жолмен ұшуды айтады. Жалпы салыстырмалылықта денелер әрқашан төрт өлшемді кеңістік-уақытта түзу сызықтармен жүреді, бірақ соған қарамастан олар біздің үш өлшемді кеңістігімізде қисық жолдармен қозғалатын болып көрінеді. (Бұл төбелі жердің үстімен ұшып бара жатқан ұшақты бақылауға ұқсайды. Ол үш өлшемді кеңістікте түзу сызықпен жүргенімен, оның көлеңкесі екі өлшемді жер бетінде қисық жолмен жүреді).
Күннің массасы кеңістік-уақытты солай қисайтады, сондықтан Жер төрт өлшемді кеңістік-уақытта түзу жолмен жүргенімен, бізге үш өлшемді кеңістікте шеңбер бойымен қозғалатын болып көрінеді. Негізінде, жалпы салыстырмалылық теориясы болжаған планеталардың орбиталары Ньютонның тартылыс теориясы болжаған орбиталармен бірдей дерлік. Дегенмен, Күнге ең жақын орналасқандықтан ең күшті гравитациялық әсерлерді сезінетін және айтарлықтай созылған орбитасы бар Меркурий жағдайында, жалпы салыстырмалылық эллипстің ұзын осі Күнді айнала он мың жылда шамамен бір градус жылдамдықпен айналуы керек деп болжайды. Бұл әсер аз болғанымен, ол 1915 жылға дейін байқалған және Эйнштейн теориясының алғашқы дәлелдерінің бірі болды. Соңғы жылдары басқа планеталар орбиталарының Ньютон болжамдарынан одан да аз ауытқулары радар арқылы өлшеніп, жалпы салыстырмалылық болжамдарымен сәйкес келетіні анықталды.
Жарық сәулелері де кеңістік-уақытта геодезиялық сызықтармен жүруі тиіс. Тағы да айта кететін жайт, кеңістіктің қисық болуы жарықтың кеңістікте түзу сызықтармен қозғалмайтындығын білдіреді. Сондықтан жалпы салыстырмалылық жарықтың гравитациялық өрістер арқылы қисаюы керек деп болжайды. Мысалы, теория Күнге жақын нүктелердің жарық конустары Күннің массасына байланысты ішке қарай сәл қисаяды деп болжайды. Бұл Күннің жанынан өтетін алыстағы жұлдыздың жарығы аз ғана бұрышқа ауытқитынын білдіреді, бұл Жердегі бақылаушыға жұлдыздың басқа орында тұрғандай көрінуіне әкеледі (2. 9-сур). Әрине, егер жұлдыздың жарығы әрқашан Күнге жақын өтсе, біз жарықтың ауытқып тұрғанын немесе жұлдыздың шын мәнінде біз көріп тұрған жерде екенін айта алмас едік. Дегенмен, Жер Күнді айнала қозғалған сайын, әртүрлі жұлдыздар Күннің артынан өтіп, олардың жарығы ауытқиды. Сондықтан олар басқа жұлдыздарға қатысты көрінетін орнын өзгертеді. Бұл әсерді көру әдетте өте қиын, өйткені Күннің жарығы аспанда Күнге жақын орналасқан жұлдыздарды бақылауға мүмкіндік бермейді. Дегенмен, мұны Күн тұтылған кезде, Күн жарығын Ай жауып тұрғанда жасауға болады. Эйнштейннің жарықтың ауытқуы туралы болжамын 1915 жылы бірден тексеру мүмкін болмады, өйткені Бірінші дүниежүзіздік соғыс жүріп жатқан еді, тек 1919 жылы ғана Батыс Африкадан Күн тұтылуын бақылаған британдық экспедиция жарықтың Күн арқылы шын мәнінде ауытқитынын көрсетті. Неміс теориясының британдық ғалымдар тарапынан дәлелденуі соғыстан кейінгі екі ел арасындағы үлкен татуласу актісі ретінде бағаланды. Бір қызығы, кейінірек сол экспедицияда түсірілген фотосуреттерді зерттеу олардың қателіктері өлшегісі келген әсермен бірдей екенін көрсетті. Олардың өлшемі таза сәттілік немесе өздері алғысы келген нәтижені білу жағдайы болды, бұл ғылымда сирек кездесетін жағдай емес. Дегенмен, жарықтың ауытқуы кейінгі бірқатар бақылаулармен нақты расталды.
Жалпы салыстырмалылықтың тағы бір болжамы — Жер сияқты ауыр денелердің жанында уақыт баяу өтетін болып көрінуі керек. Себебі жарық энергиясы мен оның жиілігі (яғни, секундтағы жарық толқындарының саны) арасында байланыс бар: энергия неғұрлым көп болса, жиілік соғұрлым жоғары болады. Жарық Жердің гравитациялық өрісінде жоғары қарай қозғалған сайын энергиясын жоғалтады, сондықтан оның жиілігі төмендейді. (Бұл бір толқын шыңы мен келесісінің арасындағы уақыт ұзарады дегенді білдіреді). Жоғарыда тұрған адамға төмендегі барлық нәрсе баяу орындалып жатқандай көрінеді. Бұл болжам 1962 жылы су мұнарасының жоғарғы және төменгі жағына орнатылған бір жұп өте дәл сағаттың көмегімен тексерілді. Төменгі жағында, яғни Жерге жақынырақ орналасқан сағат баяу жүретіні анықталды, бұл жалпы салыстырмалылыққа толық сәйкес келді. Жер бетінен әртүрлі биіктіктегі сағаттар жылдамдығының айырмашылығы қазіргі уақытта спутниктерден келетін сигналдарға негізделген өте дәл навигациялық жүйелердің пайда болуымен үлкен практикалық мәнге ие болды. Егер жалпы салыстырмалылық болжамдарын ескермесе, есептелген орын бірнеше мильге қате болар еді!
Ньютонның қозғалыс заңдары кеңістіктегі абсолюттік орын идеясын тоқтатты. Салыстырмалылық теориясы абсолюттік уақыттан арылтады. Бір жұп егізді қарастырайық. Бір егіз таудың басында тұруға кетті, ал екіншісі теңіз деңгейінде қалды делік. Бірінші егіз екіншісіне қарағанда тезірек қартаяды. Осылайша, егер олар қайта кездессе, біреуі екіншісінен үлкен болады. Бұл жағдайда жас айырмашылығы өте аз болар еді, бірақ егер егіздердің бірі ғарыш кемесімен жарық жылдамдығына жақын жылдамдықпен ұзақ сапарға шықса, ол әлдеқайда көп болар еді. Ол оралғанда, Жерде қалған егізіне қарағанда әлдеқайда жас болады. Бұл егіздер парадоксы (салыстырмалылықтағы уақыттың әртүрлі өтуі туралы түсінік) ретінде белгілі, бірақ бұл адамның санасында абсолюттік уақыт туралы түсінік болса ғана парадокс болып көрінеді. Салыстырмалылық теориясында бірегей абсолюттік уақыт жоқ, оның орнына әрбір адамның қай жерде екеніне және қалай қозғалатынына байланысты өзінің жеке уақыт өлшемі болады.
1915 жылға дейін кеңістік пен уақыт оқиғалар өтетін тұрақты арена ретінде қарастырылды, бірақ оған онда болған оқиғалар әсер етпейді деп есептелді. Бұл тіпті арнайы салыстырмалылық теориясына да қатысты болды. Денелер қозғалды, күштер тартты және итерді, бірақ уақыт пен кеңістік еш әсерсіз жалғаса берді. Кеңістік пен уақыт мәңгілік деп ойлау табиғи нәрсе еді.
Дегенмен, жалпы салыстырмалылық теориясында жағдай мүлдем басқаша. Кеңістік пен уақыт енді динамикалық шамалар болып табылады: дене қозғалғанда немесе күш әсер еткенде, бұл кеңістік пен уақыттың қисықтығына әсер етеді, ал өз кезегінде кеңістік-уақыттың құрылымы денелердің қозғалысына және күштердің әсер етуіне әсер етеді. Кеңістік пен уақыт ғаламда болатын барлық нәрсеге әсер етіп қана қоймайды, сонымен бірге олардың өздері де содан әсер алады. Кеңістік пен уақыт ұғымдарынсыз ғаламдағы оқиғалар туралы айту мүмкін болмайтыны сияқты, жалпы салыстырмалылықта ғалам шекарасынан тыс кеңістік пен уақыт туралы айту мағынасыз болды.
Келесі онжылдықтарда кеңістік пен уақыт туралы бұл жаңа түсінік біздің ғаламға деген көзқарасымызды түбегейлі өзгертпек еді. Мәңгілік бола алған және мәңгі бола беретін, негізінен өзгермейтін ғалам туралы ескі идея шекті уақыт бұрын басталған және болашақта шекті уақытта аяқталуы мүмкін динамикалық, кеңейіп жатқан ғалам туралы түсінікпен алмастырылды. Бұл революция келесі тараудың тақырыбын құрайды. Және жылдар өткен соң, ол менің теориялық физикадағы жұмысымның бастапқы нүктесі болды. Роджер Пенроуз екеуміз Эйнштейннің жалпы салыстырмалылық теориясы ғаламның бастауы және, мүмкін, соңы болуы керек екенін дәлелдедік.
3-ТАРАУ
КЕҢЕЙІП ЖАТҚАН ӘЛЕМ
Егер адам ашық, айсыз түнде аспанға қараса, оның көзіне түсетін ең жарық нысандар Шолпан, Марс, Юпитер және Сатурн планеталары болуы мүмкін. Сондай-ақ, біздің Күнімізге ұқсас, бірақ бізден әлдеқайда алыс орналасқан өте көп мөлшердегі жұлдыздарды көруге болады. Бұл қозғалмайтын жұлдыздардың кейбіреуі, іс жүзінде, Жер Күнді айнала қозғалған сайын бір-біріне қатысты позицияларын сәл өзгертетіндей көрінеді: олар мүлдем қозғалмай тұрған жоқ! Бұлай болу себебі — олардың бізге салыстырмалы түрде жақын орналасуында. Жер Күнді айналып жүргенде, біз бұл жұлдыздарды неғұрлым алыс жұлдыздардың фонында әртүрлі позициялардан көреміз. Бұл біз үшін тиімді, өйткені бұл құбылыс осы жұлдыздардың бізден қашықтығын тікелей өлшеуге мүмкіндік береді: олар бізге неғұрлым жақын болса, соғұрлым көп қозғалатындай көрінеді.
Бізге ең жақын жұлдыз — Проксима Центавра (бізге ең жақын орналасқан жұлдыз) шамамен төрт жарық жылы қашықтықта орналасқан (одан шыққан жарық Жерге жету үшін төрт жыл қажет) немесе бұл шамамен жиырма үш триллион мильге тең. Жай көзге көрінетін басқа жұлдыздардың көбі бізден бірнеше жүз жарық жылы қашықтықта жатыр. Салыстыру үшін айтсақ, біздің Күн небәрі бірнеше жарық минуты қашықтықта!
Көрінетін жұлдыздар түнгі аспанның барлық жеріне таралғандай көрінгенімен, олар әсіресе біз Құс жолы (түнгі аспандағы ақшыл жолақ болып көрінетін біздің галактикамыз) деп атайтын бір жолақта шоғырланған. Сонау 1750 жылдың өзінде кейбір астрономдар, егер көрінетін жұлдыздардың көбі бір диск тәрізді құрылымда орналасса, Құс жолының көрінісін түсіндіруге болады деп болжаған, бұл — біз қазір спиральді галактика (жұлдыздар орталықтың айналасында иірім тәрізді орналасқан жүйе) деп атайтын нысанның бір мысалы. Небәрі бірнеше онжылдықтан кейін астроном сэр Уильям Гершель өте көп мөлшердегі жұлдыздардың орны мен қашықтығын мұқият каталогтау арқылы бұл идеяны растады. Соған қарамастан, бұл тұжырым осы ғасырдың басында ғана толықтай қабылданды.
Әлем туралы қазіргі заманғы түсінігіміз 1924 жылдан басталады, сол кезде американдық астроном Эдвин Хаббл біздің галактикамыз жалғыз емес екенін дәлелдеді. Іс жүзінде олардың арасында бос кеңістіктің үлкен аймақтары бар басқа да көптеген галактикалар болған. Мұны дәлелдеу үшін оған басқа галактикаларға дейінгі қашықтықты анықтау қажет болды, олар өте алыс болғандықтан, жақын маңдағы жұлдыздардан айырмашылығы, олар шынымен де қозғалмайтындай көрінеді. Сондықтан Хаббл қашықтықты өлшеу үшін жанама әдістерді қолдануға мәжбүр болды.
Жұлдыздың айқын жарықтылығы екі факторға байланысты: оның қаншалықты жарық шығаратынына (жарықтылық — жұлдыздың шынайы энергия шығару қуаты) және оның бізден қаншалықты қашықтықта орналасқанына. Жақын жұлдыздардың айқын жарықтылығы мен қашықтығын өлшей аламыз, осылайша олардың жарықтылығын есептеп шығарамыз. Керісінше, егер біз басқа галактикалардағы жұлдыздардың жарықтылығын білсек, олардың айқын жарықтылығын өлшеу арқылы қашықтығын есептей алар едік. Хаббл жұлдыздардың белгілі бір түрлері біз өлшей алатындай жақын болғанда әрдайым бірдей жарықтылыққа ие болатынын байқады; сондықтан ол, егер біз басқа галактикадан мұндай жұлдыздарды тапсақ, олардың жарықтылығы бірдей деп есептей аламыз — осылайша сол галактикаға дейінгі қашықтықты есептей аламыз деп тұжырымдады. Егер біз мұны бір галактикадағы бірнеше жұлдыз үшін жасай алсақ және есептеулеріміз әрдайым бірдей қашықтықты берсе, біз өз болжамымызға сенімді бола аламыз.
Осы жолмен Эдвин Хаббл тоғыз түрлі галактикаға дейінгі қашықтықты есептеп шығарды. Қазір біз біздің галактикамыз қазіргі заманғы телескоптардың көмегімен көруге болатын жүз миллиардқа жуық галактиканың бірі ғана екенін білеміз, олардың әрқайсысында жүз миллиардқа жуық жұлдыз бар. 3:1 суретінде спиральді галактиканың суреті көрсетілген, ол басқа галактикада тұратын біреуге біздің галактикамыз қалай көрінуі мүмкін екендігіне ұқсас.
Біз ені шамамен жүз мың жарық жылы болатын және баяу айналатын галактикада тұрамыз; оның спиральді тармақтарындағы жұлдыздар орталықты әр бірнеше жүз миллион жылда бір рет айналып шығады. Біздің Күн — спиральді тармақтардың бірінің ішкі жиегіне жақын орналасқан қарапайым, орташа көлемді сары жұлдыз. Жер Әлемнің орталығы деп есептелген Аристотель мен Птолемей заманынан бері біз шынымен де үлкен жолдан өттік!
Жұлдыздар өте алыс болғандықтан, олар бізге тек жарық нүктелері болып көрінеді. Біз олардың көлемін немесе пішінін көре алмаймыз. Олай болса, біз жұлдыздардың әртүрлі түрлерін қалай ажырата аламыз? Жұлдыздардың басым көпшілігі үшін біз бақылай алатын бір ғана сипаттамалық ерекшелік бар — олардың жарығының түсі. Ньютон, егер күн сәулесі призма (жарықты жіктейтін үшбұрышты шыны) деп аталатын үшбұрышты шыны арқылы өтсе, ол кемпірқосақ сияқты өзінің құрамдас түстеріне (спектр — жарықтың түстерге ыдыраған жолағы) бөлінетінін анықтады. Телескопты жеке жұлдызға немесе галактикаға бағыттай отырып, сол жұлдыздың немесе галактиканың жарық спектрін де бақылауға болады. Әртүрлі жұлдыздардың спектрлері де әртүрлі болады, бірақ әртүрлі түстердің салыстырмалы жарықтылығы әрдайым қызыл иекті болып қызып тұрған нысан шығаратын жарықтан күтілетіндей болады.
(Шын мәнінде, қызыл иекті болып қызып тұрған кез келген мөлдір емес нысан шығаратын жарықтың тек оның температурасына байланысты сипаттамалық спектрі — жылулық спектр болады. Бұл дегеніміз, біз жұлдыздың температурасын оның жарық спектрі арқылы біле аламыз дегенді білдіреді. ) Сонымен қатар, біз жұлдыздардың спектрлерінде кейбір нақты түстердің жоқ екенін байқаймыз және бұл жетіспейтін түстер жұлдыздан жұлдызға қарай өзгеруі мүмкін. Әрбір химиялық элемент өте нақты түстердің белгілі бір жиынтығын жұтатынын білетіндіктен, оларды жұлдыз спектріндегі жетіспейтін түстермен сәйкестендіру арқылы біз жұлдыз атмосферасында нақты қандай элементтер бар екенін анықтай аламыз.
1920 жылдары астрономдар басқа галактикалардағы жұлдыздардың спектрлерін зерттей бастағанда, олар өте қызық нәрсе тапты: онда біздің галактикамыздағы жұлдыздар сияқты жетіспейтін түстердің бірдей сипаттамалық жиынтығы болды, бірақ олардың барлығы спектрдің қызыл ұшына қарай бірдей салыстырмалы мөлшерде ығысқан еді. Мұның мәнін түсіну үшін алдымен Доплер эффектісін (бақылаушы мен толқын көзінің қозғалысына қарай жиіліктің өзгеруі) түсінуіміз керек. Көрінетін жарық электромагниттік өрістегі ауытқулардан немесе толқындардан тұратынын көрдік. Жарықтың толқын ұзындығы (немесе бір толқын шыңынан келесісіне дейінгі қашықтық) өте кішкентай, метрдің он миллионнан төрттен жеті бөлігіне дейінгі аралықты қамтиды.
Жарықтың әртүрлі толқын ұзындықтарын адам көзі әртүрлі түстер ретінде көреді, мұнда ең ұзын толқын ұзындықтары спектрдің қызыл ұшында, ал ең қысқа толқын ұзындықтары көк ұшында пайда болады. Енді бізден тұрақты қашықтықта орналасқан жарық көзін, мысалы, тұрақты толқын ұзындығында жарық толқындарын шығаратын жұлдызды елестетіп көрейік. Әлбетте, біз қабылдайтын толқындардың ұзындығы олар шығарылған толқын ұзындығымен бірдей болады (галактиканың гравитациялық өрісі айтарлықтай әсер ететіндей үлкен болмайды).
Енді жарық көзі бізге қарай қозғала бастады делік. Көз келесі толқын шыңын шығарғанда, ол бізге жақынырақ болады, сондықтан толқын шыңдары арасындағы қашықтық жұлдыз қозғалмай тұрған кездегіден аз болады. Бұл біз қабылдайтын толқын ұзындығы жұлдыз қозғалмай тұрған кездегіден қысқа екенін білдіреді. Сәйкесінше, егер жарық көзі бізден алыстап бара жатса, біз қабылдайтын толқын ұзындығы ұзағырақ болады. Демек, жарық жағдайында бұл бізден алыстап бара жатқан жұлдыздардың спектрлері спектрдің қызыл ұшына қарай ығысатынын (қызыл ығысу), ал бізге қарай жақындап келе жатқандардың спектрлері көк түске қарай ығысатынын білдіреді.
Толқын ұзындығы мен жылдамдық арасындағы бұл байланыс, яғни Доплер эффектісі — күнделікті тәжірибе. Жолда өтіп бара жатқан көлікті тыңдаңыз: көлік жақындаған сайын оның қозғалтқышы жоғарырақ дыбыс шығарады (бұл қысқа толқын ұзындығына және дыбыс толқындарының жоғары жиілігіне сәйкес келеді), ал ол өтіп кетіп, алыстағанда, төменірек дыбыс шығарады. Жарық немесе радио толқындарының әрекеті де ұқсас. Шынында да, полиция көліктерден шағылысқан радио толқындары импульстерінің толқын ұзындығын өлшеу арқылы олардың жылдамдығын анықтау үшін Доплер эффектісін пайдаланады.
Басқа галактикалардың бар екенін дәлелдегеннен кейінгі жылдарда Хаббл олардың қашықтығын каталогтауға және спектрлерін бақылауға уақыт бөлді. Ол кезде адамдардың көбі галактикалар кездейсоқ қозғалады деп күткен, сондықтан қызыл ығысу сияқты көк түске ығысқан спектрлер де көп табылады деп ойлаған. Сондықтан галактикалардың көпшілігінің қызыл түске ығысқаны таңғалдырды: олардың барлығы дерлік бізден алыстап бара жатқан еді! 1929 жылы Хаббл жариялаған тұжырым одан да таңғалдырды: тіпті галактиканың қызыл ығысуының көлемі де кездейсоқ емес, ол галактиканың бізден қашықтығына тура пропорционал. Басқаша айтқанда, галактика неғұрлым алыс болса, соғұрлым ол тезірек алыстап барады! Бұл Әлем бұрын бәрі ойлағандай статикалық болуы мүмкін емес екенін, іс жүзінде оның кеңейіп жатқанын білдіреді; әртүрлі галактикалар арасындағы қашықтық үнемі өзгеріп отырады.
Әлемнің кеңейіп жатқандығы туралы ашылу жиырмасыншы ғасырдағы ұлы зияткерлік революциялардың бірі болды. Өткенге көз жіберсек, неге мұны бұрын ешкім ойламады екен деп таңғалу оңай. Ньютон және басқалары статикалық Әлем гравитацияның әсерінен жақын арада сығыла бастайтынын түсінуі керек еді. Бірақ Әлем кеңейіп жатыр деп есептейік. Егер ол өте баяу кеңейіп жатса, гравитация күші оның кеңеюін ақыр соңында тоқтатып, содан кейін сығыла бастауына себеп болар еді. Алайда, егер ол белгілі бір сыни қарқыннан тезірек кеңейіп жатса, гравитация оны тоқтатуға ешқашан жеткілікті болмайды және Әлем мәңгі кеңеюін жалғастыра береді.
Бұл Жер бетінен зымыранды жоғары қарай ұшырған кезде болатын жағдайға ұқсайды. Егер оның жылдамдығы өте төмен болса, гравитация ақыр соңында зымыранды тоқтатады және ол кері құлай бастайды. Екінші жағынан, егер зымыранның жылдамдығы белгілі бір сыни жылдамдықтан (секундына шамамен жеті миль) жоғары болса, гравитация оны кері тартуға жеткілікті болмайды, сондықтан ол Жерден мәңгілікке алыстай береді. Әлемнің бұл әрекетін Ньютонның гравитация теориясынан он тоғызыншы, он сегізінші немесе тіпті он жетінші ғасырдың соңында кез келген уақытта болжауға болар еді. Соған қарамастан, статикалық Әлемге деген сенімнің күштілігі сонша, ол жиырмасыншы ғасырдың басына дейін сақталды.
Тіпті Эйнштейн 1915 жылы жалпы салыстырмалылық теориясын тұжырымдағанда, Әлем статикалық болуы керек екеніне сенімді болғаны сонша, ол өз теңдеулеріне космологиялық тұрақтыны (Эйнштейн Әлемнің кеңеюін немесе тарылуын болдырмау үшін енгізген математикалық мүше) енгізіп, бұл теорияны статикалық Әлем мүмкін болатындай етіп өзгертті. Эйнштейн жаңа «антигравитация» күшін енгізді, ол басқа күштерден айырмашылығы, ешқандай нақты көзден келмейді, бірақ кеңістік-уақыттың құрылымына ендірілген. Ол кеңістік-уақыттың кеңеюге іштей бейімділігі бар деп мәлімдеді және бұл Әлемдегі барлық материяның тартылыс күшін дәл теңестіріп, нәтижесінде статикалық Әлем пайда болады деп есептеді. Тек бір адам ғана жалпы салыстырмалылықты сол күйінде қабылдауға дайын болған сияқты: Эйнштейн мен басқа физиктер жалпы салыстырмалылықтың статикалық емес Әлем туралы болжамынан қашу жолдарын іздеп жатқанда, орыс физигі әрі математигі Александр Фридман оны түсіндіруге кірісті.
Фридман Әлем туралы екі өте қарапайым болжам жасады: Әлем біз қай бағытқа қарасақ та бірдей көрінеді және егер біз Әлемді кез келген басқа жерден бақыласақ та, бұл шындық болып қалады. Тек осы екі идеядан-ақ Фридман Әлемнің статикалық болуын күтпеуіміз керектігін көрсетті. Шын мәнінде, 1922 жылы, Эдвин Хабблдың жаңалығынан бірнеше жыл бұрын, Фридман Хаббл тапқан нәрсені дәл болжаған еді!
Әлем барлық бағытта бірдей көрінеді деген болжам шындықта анық емес. Мысалы, біз көргеніміздей, біздің галактикамыздағы басқа жұлдыздар түнгі аспанда Құс жолы деп аталатын айқын жарық жолағын құрайды. Бірақ егер біз алыс галактикаларға қарасақ, олардың саны азды-көпті бірдей сияқты көрінеді. Сондықтан Әлем галактикалар арасындағы қашықтықпен салыстырғанда үлкен масштабта қарастырылғанда және кішігірім масштабтағы айырмашылықтар ескерілмегенде, барлық бағытта шамамен бірдей болып көрінеді. Ұзақ уақыт бойы бұл Фридманның болжамы үшін — нақты Әлемге жуық мөлшерлеу ретінде — жеткілікті негіздеме болды. Бірақ жақында кездейсоқ жағдай Фридманның болжамы іс жүзінде біздің Әлеміміздің керемет дәл сипаттамасы екенін көрсетті.
1965 жылы Нью-Джерсидегі Bell Telephone зертханасында екі американдық физик, Арно Пензиас пен Роберт Уилсон өте сезімтал микротолқынды детекторды сынап жатты. (Микротолқындар — толқын ұзындығы шамамен бір сантиметр болатын жарық толқындары сияқты электромагниттік толқындар. ) Пензиас пен Уилсон өз детекторлары тиісті деңгейден көбірек шу қабылдап жатқанын анықтағанда алаңдады. Шу белгілі бір бағыттан келмейтін сияқты көрінді. Алдымен олар детектордың ішінен құс саңғырығын тауып, басқа да мүмкін болатын ақауларды тексерді, бірақ көп ұзамай бұларды жоққа шығарды. Олар атмосфера ішіндегі кез келген шу детектор тікелей жоғары бағытталмаған кезде, жоғарыға қараған кездегіге қарағанда күштірек болатынын білді, өйткені жарық сәулелері көкжиекке жақын жерден қабылданғанда, тікелей төбеден қабылданғанға қарағанда атмосфераның әлдеқайда үлкен қабаты арқылы өтеді.
Артық шу детектор қай бағытқа бағытталса да бірдей болды, сондықтан ол атмосфераның сыртынан келуі керек еді. Сондай-ақ ол күндіз де, түнде де және жыл бойы, тіпті Жер өз осімен айналып, Күнді айналып жүрсе де бірдей болды. Бұл радиацияның Күн жүйесінен, тіпті галактикадан да тыс жерден келуі керектігін көрсетті, әйтпесе Жердің қозғалысы детекторды әртүрлі бағыттарға бағыттаған сайын ол өзгеріп отырар еді.
Шындығында, біз радиацияның бізге бақыланатын Әлемнің көп бөлігі арқылы жеткенін білеміз, және ол әртүрлі бағыттарда бірдей болып көрінетіндіктен, Әлем де үлкен масштабта болса да, барлық бағытта бірдей болуы керек. Қазір біз қай бағытқа қарасақ та, бұл шу ешқашан шамалы үлестен артық өзгермейтінін білеміз: осылайша Пензиас пен Уилсон байқаусызда Фридманның бірінші болжамының керемет дәл расталуына тап болды. Алайда, Әлем барлық бағытта дәл бірдей емес, тек үлкен масштабтағы орташа мәні бойынша ғана бірдей болғандықтан, микротолқындар да барлық бағытта дәл бірдей бола алмайды. Әртүрлі бағыттар арасында шамалы ауытқулар болуы керек. Оларды алғаш рет 1992 жылы Cosmic Background Explorer серігі немесе COBE (Әлемнің микротолқынды фонын зерттеуге арналған ғарыш аппараты) жүз мыңнан бір бөлік деңгейінде анықтады. Бұл ауытқулар аз болса да, олар өте маңызды, бұл туралы 8-тарауда түсіндіріледі.
Пензиас пен Уилсон өз детекторларындағы шуды зерттеп жатқан кезде, көршілес Принстон университетіндегі екі американдық физик, Боб Дик пен Джим Пиблс те микротолқындарға қызығушылық танытты. Олар Джордж Гамовтың (кезінде Александр Фридманның студенті болған) ерте Әлем өте ыстық және тығыз, ақ болып қызып тұруы керек деген болжамымен жұмыс істеп жатты. Дик пен Пиблс ерте Әлемнің жарқылын әлі де көре алуымыз керек деп тұжырымдады, өйткені оның өте алыс бөліктерінен шыққан жарық бізге қазір ғана жетіп жатыр. Алайда, Әлемнің кеңеюі бұл жарықтың қатты қызыл ығысуға ұшырағанын және ол бізге қазір микротолқынды сәулелену ретінде көрінуі керектігін білдірді. Дик пен Пиблс бұл сәулені іздеуге дайындалып жатқанда, Пензиас пен Уилсон олардың жұмысы туралы естіп, оны тапқандарын түсінді. Осы жаңалығы үшін Пензиас пен Уилсон 1978 жылы Нобель сыйлығына ие болды (бұл Дик пен Пиблске, тіпті Гамовқа да біршама әділетсіз көрінеді! ).
Енді, бір қарағанда, Әлем біз қай бағытқа қарасақ та бірдей көрінетіні туралы осы дәлелдердің барлығы Әлемдегі біздің орнымыздың ерекше екенін көрсететіндей болуы мүмкін. Атап айтқанда, егер біз барлық басқа галактикалардың бізден алыстап бара жатқанын бақыласақ, онда біз Әлемнің орталығында болуымыз керек сияқты көрінуі мүмкін. Алайда, бұған басқаша түсініктеме бар: Әлем кез келген басқа галактикадан қарағанда да барлық бағытта бірдей көрінуі мүмкін. Бұл, біз көргеніміздей, Фридманның екінші болжамы еді. Бізде бұл болжамды растайтын немесе оған қарсы шығатын ғылыми дәлелдер жоқ. Біз бұған тек қарапайымдылық тұрғысынан сенеміз: Әлемнің біздің айналамызда ғана барлық бағытта бірдей болып, Әлемнің басқа нүктелерінде олай болмауы өте таңғаларлық болар еді!
Фридман моделінде барлық галактикалар бір-бірінен тікелей алыстап бара жатыр. Жағдай бірнеше нүктелері салынған шарды біртіндеп үрлегенге ұқсайды. Шар кеңейген сайын кез келген екі нүктенің арасындағы қашықтық артады, бірақ кеңеюдің орталығы деп айтуға болатын ешқандай нүкте жоқ. Сонымен қатар, нүктелер бір-бірінен неғұрлым алыс болса, соғұрлым тезірек алыстайтын болады. Сол сияқты, Фридман моделінде кез келген екі галактиканың бір-бірінен алыстау жылдамдығы олардың арасындағы қашықтыққа пропорционал. Осылайша, ол галактиканың қызыл ығысуы оның бізден қашықтығына тура пропорционал болуы керек деп болжады, бұл Хаббл тапқан нәрсемен дәлме-дәл келеді.
Моделінің сәттілігіне және Хаббл бақылауларын болжағанына қарамастан, Фридманның жұмысы 1935 жылы американдық физик Ховард Робертсон мен британдық математик Артур Уокер Хабблдың Әлемнің біркелкі кеңеюін ашқанына жауап ретінде ұқсас модельдерді тапқанға дейін Батыста негізінен белгісіз болып қалды. Фридман тек біреуін тапса да, іс жүзінде Фридманның екі негізгі болжамына бағынатын модельдердің үш түрі бар. Бірінші түрде (оны Фридман тапқан) Әлем өте баяу кеңейетіндіктен, әртүрлі галактикалар арасындағы гравитациялық тартылыс кеңеюдің баяулауына және ақыр соңында тоқтауына әкеледі. Содан кейін галактикалар бір-біріне қарай қозғала бастайды және Әлем сығылады.
3:2 суретінде уақыт өткен сайын екі көршілес галактиканың арасындағы қашықтық қалай өзгеретіні көрсетілген. Ол нөлден басталып, максимумға дейін артады, содан кейін қайтадан нөлге дейін азаяды. Шешімнің екінші түрінде Әлем соншалықты жылдам кеңейетіндіктен, гравитациялық тартылыс оны ешқашан тоқтата алмайды, бірақ оны біршама баяулатады.
3:3 суреті осы модельдегі көршілес галактикалардың арасындағы алшақтықты көрсетеді. Ол нөлден басталады және ақыр соңында галактикалар тұрақты жылдамдықпен алыстай береді. Соңында, үшінші түрдегі шешім бар, онда Әлем қайтадан сығылып қалмау үшін ғана жеткілікті жылдамдықпен кеңейеді.
3:4 суреті
3:4 суретінде көрсетілген бұл жағдайда арақашықтық нөлден басталып, шексіз ұлғая береді. Дегенмен, галактикалардың бір-бірінен алшақтау жылдамдығы барған сайын азая түседі, бірақ ол ешқашан нөлге жетпейді.
Фридманның бірінші моделінің таңғажайып ерекшелігі — онда ғалам кеңістікте шексіз емес, бірақ кеңістіктің ешқандай шекарасы да жоқ. Гравитацияның күштілігі сондай, кеңістік өз-өзіне тұйықталып, жер бетіне ұқсас пішінге ие болады. Егер адам жер бетімен белгілі бір бағытта жүре берсе, ол ешқашан өте алмайтын тосқауылға тап болмайды немесе шетінен құлап кетпейді, керісінше, соңында бастаған нүктесіне қайтып келеді.
Фридманның бірінші моделінде кеңістік дәл осындай, бірақ жер беті сияқты екі өлшемді емес, үш өлшемді. Төртінші өлшем — уақыт та көлемі жағынан шекті, бірақ ол екі ұшы немесе шекарасы бар түзу сызық сияқты: басы мен соңы бар. Кейінірек біз жалпы салыстырмалылық теориясын кванттық механиканың анықталмағандық принципімен ұштастырғанда, кеңістік пен уақыттың ешқандай жиексіз немесе шекарасыз шекті болуы мүмкін екенін көреміз.
Ғаламды айналып шығып, бастаған жеріңнен бір-ақ шығу идеясы жақсы ғылыми фантастика болуы мүмкін, бірақ оның практикалық маңызы шамалы, себебі ғаламды айналып үлгергенше, оның қайтадан нөлдік өлшемге дейін жиырылып қалатынын дәлелдеуге болады. Бастаған жеріңе ғалам аяқталғанша қайтып келу үшін жарықтан да жылдам саяхаттау керек болар еді — ал бұған жол берілмейді!
Ұлғаятын және қайта жиырылатын Фридманның бірінші моделінде кеңістік жер беті сияқты ішке қарай иілген. Сондықтан ол көлемі бойынша шекті. Мәңгі ұлғаятын екінші модельде кеңістік ер тоқым (saddle) сияқты керісінше сыртқа қарай иілген. Бұл жағдайда кеңістік шексіз болады. Соңында, ұлғаюдың критикалық жылдамдығына ие Фридманның үшінші моделінде кеңістік жазық (және шексіз).
Бірақ біздің ғаламды Фридманның қай моделі сипаттайды? Ғалам ақыр соңында ұлғаюын тоқтатып, жиырыла бастай ма, әлде мәңгілікке ұлғая бере ме? Бұл сұраққа жауап беру үшін біз ғаламның қазіргі ұлғаю жылдамдығы мен оның қазіргі орташа тығыздығын білуіміз керек. Егер тығыздық ұлғаю жылдамдығымен анықталатын белгілі бір критикалық мәннен төмен болса, гравитациялық тартылыс күші ұлғаюды тоқтатуға тым әлсіз болады. Егер тығыздық критикалық мәннен жоғары болса, гравитация болашақта бір уақытта ұлғаюды тоқтатып, ғаламның қайта жиырылуына әкеледі.
Біз қазіргі ұлғаю жылдамдығын Доплер эффектісін (дыбыс немесе жарық көзі қозғалғанда оның жиілігінің өзгеруі) пайдалана отырып, басқа галактикалардың бізден алшақтау жылдамдығын өлшеу арқылы анықтай аламыз. Мұны өте дәл орындауға болады. Алайда, галактикаларға дейінгі қашықтық жақсы белгілі емес, өйткені біз оларды тек жанама түрде ғана өлшей аламыз. Сондықтан біздің білетініміз — ғалам әр миллиард жыл сайын 5-тен 10 пайызға дейін ұлғайып жатыр. Дегенмен, ғаламның қазіргі орташа тығыздығына қатысты белгісіздігіміз бұдан да жоғары. Егер біз өз галактикамыздағы және басқа галактикалардағы көре алатын барлық жұлдыздардың массасын қоссақ, жалпы сома ғаламның ұлғаюын тоқтату үшін қажетті мөлшердің (тіпті ұлғаю жылдамдығының ең төменгі бағалауында да) жүзден біріне де жетпейді.
Алайда, біздің галактикамызда және басқа галактикаларда біз тікелей көре алмайтын, бірақ галактикалардағы жұлдыздардың орбиталарына гравитациялық тартылыс әсері арқылы бар екенін білетін көп мөлшердегі қараңғы материя (қарапайым көзбен көрінбейтін, бірақ гравитациялық әсері арқылы анықталатын зат) болуы керек. Сонымен қатар, галактикалардың көпшілігі кластерлерде кездеседі және біз осы кластерлердегі галактикалар арасындағы қараңғы материяның бар екенін олардың галактикалар қозғалысына әсері арқылы дәл солай анықтай аламыз. Осы қараңғы материяның барлығын қосқанда да, біз ұлғаюды тоқтату үшін қажетті мөлшердің тек оннан бірін ғана аламыз. Соған қарамастан, біз әлі анықталмаған және ғаламның орташа тығыздығын ұлғаюды тоқтатуға қажетті критикалық мәнге дейін көтере алатын, бүкіл ғаламға біркелкі таралған материяның басқа түрі болуы мүмкін екенін жоққа шығара алмаймыз. Сондықтан қазіргі деректер ғаламның мәңгілікке ұлғаятынын көрсетеді, бірақ біздің нақты сенімді болатынымыз — тіпті ғалам қайта жиырылатын болса да, бұл кем дегенде тағы он миллиард жыл бойы болмайды, өйткені ол қазірдің өзінде кем дегенде осынша уақыт бойы ұлғайып келеді. Бұл бізді қатты алаңдатпауы керек: ол уақытқа дейін, егер біз Күн жүйесінен тыс жерлерді игермесек, адамзат Күнмен бірге сөніп, әлдеқашан жойылып кеткен болады!
Барлық Фридман шешімдерінің бір ерекшелігі бар: өткен уақыттың бір нүктесінде (он мен жиырма миллиард жыл бұрын) көршілес галактикалардың арақашықтығы нөлге тең болған болуы керек. Біз Үлкен жарылыс (ғаламның шексіз тығыз және ыстық күйден басталған сәті) деп атайтын сол уақытта ғаламның тығыздығы мен кеңістік-уақыттың қисықтығы шексіз болған болар еді. Математика шексіз сандармен жұмыс істей алмайтындықтан, бұл Фридман шешімдері негізделген жалпы салыстырмалылық теориясы ғаламда теорияның өзі істен шығатын нүктенің бар екенін болжайтынын білдіреді. Мұндай нүкте математиктер сингулярлық (математикалық заңдылықтар бұзылатын, тығыздық шексіз болатын нүкте) деп атайтын нәрсенің мысалы болып табылады. Іс жүзінде, біздің барлық ғылыми теорияларымыз кеңістік-уақыт тегіс және дерлік жазық деген болжаммен жасалған, сондықтан олар кеңістік-уақыт қисықтығы шексіз болатын Үлкен жарылыс сингулярлығында күшін жояды. Бұл дегеніміз, тіпті Үлкен жарылысқа дейін оқиғалар болған күннің өзінде, оларды одан кейін не болатынын анықтау үшін пайдалану мүмкін емес, өйткені Үлкен жарылыс кезінде болжау мүмкіндігі жойылады.
Тиісінше, егер біз тек Үлкен жарылыстан бергі болған жағдайларды ғана білсек, оған дейін не болғанын анықтай алмаймыз. Бізге келетін болсақ, Үлкен жарылысқа дейінгі оқиғалардың ешқандай салдары болуы мүмкін емес, сондықтан олар ғаламның ғылыми моделінің бөлігі болмауы керек. Сондықтан біз оларды модельден алып тастап, уақыт Үлкен жарылыстан басталды деп айтуымыз керек.
Көптеген адамдарға уақыттың басы бар деген идея ұнамайды, бәлкім, бұл құдайдың араласуына ұқсайтындықтан болар. (Екінші жағынан, Католик шіркеуі Үлкен жарылыс моделін бірден қабылдап, 1951 жылы оны ресми түрде Інжілге сәйкес деп жариялады. ) Сондықтан Үлкен жарылыс болды деген қорытындыдан қашуға бағытталған бірқатар әрекеттер болды. Ең көп қолдау тапқан ұсыныс стационарлық күй теориясы (ғаламның уақыт өте келе өзгермейтінін және жаңа материяның үнемі пайда болатынын болжайтын теория) деп аталды. Оны 1948 жылы нацистік оккупациядағы Австриядан келген екі босқын Герман Бонди мен Томас Голд, британдық Фред Хойлмен бірге ұсынды. Идея бойынша, галактикалар бір-бірінен алшақтаған сайын, олардың арасындағы бос орындарда үнемі жаңадан пайда болатын материянан жаңа галактикалар түзіліп отырады. Сондықтан ғалам барлық уақытта және кеңістіктің барлық нүктесінде шамамен бірдей көрінеді.
Стационарлық күй теориясы материяның үздіксіз пайда болуына жол беру үшін жалпы салыстырмалылықты өзгертуді талап етті, бірақ оған қажетті қарқынның төмендігі сондай (жылына текше километрге шамамен бір бөлшек), бұл экспериментке қайшы келмеді. Теория қарапайым және бақылау арқылы тексеруге болатын нақты болжамдар жасады. Осы болжамдардың бірі — кеңістіктің кез келген көлеміндегі галактикалардың немесе ұқсас объектілердің саны біз ғаламның қай жеріне немесе қай уақытына қарасақ та бірдей болуы тиіс еді.
1950 жылдардың соңы мен 1960 жылдардың басында Кембриджде Мартин Райл бастаған астрономдар тобы ғарыштан келетін радио толқындардың көздеріне зерттеу жүргізді. Кембридж тобы бұл радиокөздердің көпшілігі біздің галактикадан тыс жерде болуы керек екенін және күшті көздерге қарағанда әлсіз көздердің әлдеқайда көп екенін көрсетті. Олар әлсіз көздерді алыс орналасқан, ал күштілерін жақын орналасқан деп түсіндірді. Нәтижесінде, кеңістіктің бірлік көлеміне шаққандағы жақын орналасқан көздер алыстағыларға қарағанда сирек болып шықты. Бұл біздің ғаламның көздері басқа жерлерге қарағанда аз болатын үлкен аймақтың ортасында екенімізді білдіруі мүмкін. Немесе, бұл радио толқындар бізге қарай жолға шыққан өткен шақта көздердің қазіргіге қарағанда көп болғанын білдіруі мүмкін. Екі түсіндірме де стационарлық күй теориясының болжамдарына қайшы келді. Сонымен қатар, 1965 жылы Пензиас пен Уилсонның микротолқынды радиацияны ашуы да ғаламның өткен шақта әлдеқайда тығыз болғанын көрсетті. Сондықтан стационарлық күй теориясынан бас тартуға тура келді.
Үлкен жарылыс, демек, уақыттың басталуы керек деген қорытындыдан қашудың тағы бір әрекетін 1963 жылы екі орыс ғалымы Евгений Лифшиц пен Исаак Халатников жасады. Олар Үлкен жарылыс тек нақты ғаламның жуықталған үлгісі ғана болып табылатын Фридман модельдеріне ғана тән ерекшелік болуы мүмкін деп болжады. Фридман модельдерінде галактикалардың барлығы бір-бірінен тікелей алшақтап бара жатыр — сондықтан олардың өткен уақытта бір жерде болғаны таңқаларлық емес. Алайда, нақты ғаламда галактикалар тек тікелей алшақтап қана қоймайды — олардың азғантай жанама жылдамдықтары да бар. Сондықтан шын мәнінде олар ешқашан дәл бір нүктеде болмауы мүмкін, тек бір-біріне өте жақын болуы ықтимал.
Мүмкін, қазіргі ұлғайып жатқан ғалам Үлкен жарылыс сингулярлығынан емес, бұрынғы жиырылу кезеңінен пайда болған шығар; ғалам жиырылған кезде ондағы бөлшектердің барлығы бір-бірімен соқтығыспай, бір-бірінің қасынан өтіп кетіп, кейін қайта алшақтап, қазіргі ұлғаюды тудырған болар. Лифшиц пен Халатников нақты ғаламдағы галактикалардың ретсіздігі мен еркін жылдамдықтарын ескеретін, бірақ Фридман модельдеріне ұқсас келетін ғаламдарды зерттеді. Олар мұндай модельдердің Үлкен жарылыстан басталуы мүмкін екенін көрсетті, бірақ бұл тек галактикалардың барлығы дәл дұрыс бағытта қозғалатын кейбір ерекше модельдерде ғана мүмкін екенін алға тартты. Олар Үлкен жарылыс сингулярлығы жоқ Фридманға ұқсас модельдер онысы бар модельдерге қарағанда шексіз көп болып көрінгендіктен, шын мәнінде Үлкен жарылыс болмаған деген қорытындыға келу керек деп есептеді. Алайда, кейінірек олар сингулярлықтары бар және галактикалардың ерекше түрде қозғалуы міндетті емес Фридманға ұқсас модельдердің әлдеқайда жалпы класы бар екенін түсінді. Сондықтан олар 1970 жылы өз тұжырымдарын кері қайтарып алды.
Роджер Пенроуз және қара құрдымдар
Лифшиц пен Халатниковтың еңбегі құнды болды, өйткені ол егер жалпы салыстырмалылық теориясы дұрыс болса, ғаламда Үлкен жарылыстың болуы мүмкін екенін көрсетті. Алайда, ол негізгі сұрақты шешпеді: жалпы салыстырмалылық біздің ғаламда Үлкен жарылыстың болу керектігін болжай ма? Бұл сұрақтың жауабы 1965 жылы Роджер Пенроуз ұсынған мүлдем басқа тәсілден шықты. Гравитацияның әрқашан тартылыс күші екендігін және жалпы салыстырмалылықтағы жарық конустарының әрекетін пайдалана отырып, ол өз гравитациясының әсерінен жиырылып жатқан жұлдыздың беті ақыр соңында нөлдік өлшемге дейін тарылатын аймаққа қамалатынын көрсетті. Жұлдыздағы барлық материя нөлдік көлемдегі аймаққа сығылады, сондықтан материяның тығыздығы мен кеңістік-уақыттың қисықтығы шексіз болады. Басқаша айтқанда, кеңістік-уақыттың қара құрдым (гравитациясы өте күшті болғандықтан, тіпті жарық та қашып шыға алмайтын кеңістік аймағы) деп аталатын аймағында сингулярлық пайда болады.
Алғашқыда Пенроуздың нәтижесі тек жұлдыздарға ғана қатысты болды. Дегенмен, Пенроуз өз теоремасын шығарған кезде, мен Ph. D. диссертациямды аяқтау үшін проблема іздеп жүрген зерттеуші студент едім. Екі жыл бұрын маған ALS (моторикалық нейрон ауруы) диагнозы қойылып, маған өмір сүруге тек бір-екі жыл ғана қалғаны айтылған болатын. Мұндай жағдайда Ph. D. жұмысымен айналысудың мағынасы жоқ сияқты көрінді. Дегенмен, екі жыл өтті, ал жағдайым онша нашарлаған жоқ. Іс жүзінде менің істерім жақсы жүріп жатты және мен Джейн Уайлд есімді өте жақсы қызбен атасып қойған едім. Бірақ үйлену үшін маған жұмыс керек болды, ал жұмысқа тұру үшін маған Ph. D. дәрежесі керек еді.
1965 жылы мен Пенроуздың гравитациялық жиырылуға ұшыраған кез келген дене ақыр соңында сингулярлық түзуі керек деген теоремасы туралы оқыдым. Көп ұзамай, егер Пенроуз теоремасындағы уақыт бағытын кері бұрсақ, жиырылу ұлғаюға айналатынын және егер ғалам қазіргі уақытта үлкен масштабта шамамен Фридман моделіне ұқсас болса, оның теоремасының шарттары әлі де сақталатынын түсіндім. Уақыты кері бұрылған аргумент Фридманға ұқсас кез келген ұлғаятын ғалам сингулярлықтан басталуы керек екенін көрсетті. Пенроуз теоремасы ғаламның кеңістікте шексіз болуын талап етті. Сондықтан мен оны тек ғалам қайта жиырылмау үшін жеткілікті жылдам ұлғайып жатқан жағдайда ғана сингулярлықтың болуы тиіс екенін дәлелдеу үшін қолдана алдым.
Келесі бірнеше жыл ішінде мен сингулярлықтардың болуы тиіс екенін дәлелдейтін теоремалардан техникалық шарттарды алып тастау үшін жаңа математикалық әдістерді жасап шығардым. Соңғы нәтиже 1970 жылы Пенроуз бен менің бірлескен мақаламыз болды, ол ақыры егер жалпы салыстырмалылық теориясы дұрыс болса және ғаламда біз бақылап отырғандай көп материя болса, онда Үлкен жарылыс сингулярлығының болғандығын дәлелдеді. Біздің жұмысымызға көптеген қарсылықтар болды, бір жағынан ресейліктер тарапынан, ал екінші жағынан сингулярлық идеясы Эйнштейн теориясының сұлулығын бұзады деп есептеген адамдар тарапынан. Дегенмен, математикалық теоремамен дауласу мүмкін емес. Соңында біздің жұмысымыз жалпы қабылданды. Өз пікірімді өзгерткендіктен, қазір мен басқа физиктерді ғаламның басында шын мәнінде ешқандай сингулярлық болмағанына сендіруге тырысып жатқаным қызық көрінуі мүмкін — кейінірек көретініміздей, кванттық әсерлер ескерілгенде ол жойылып кетуі мүмкін.
Біз осы тарауда жарты ғасырдан аз уақыт ішінде адамның ғалам туралы мыңжылдықтар бойы қалыптасқан көзқарасының қалай өзгергенін көрдік. Эксперименттік және теориялық дәлелдер көбейген сайын, ғаламның уақыт бойынша бастауы болуы керек екені айқындала түсті, ақырында 1970 жылы мұны Пенроуз екеуміз дәлелдедік. Бұл дәлел жалпы салыстырмалылықтың тек толық емес теория екенін көрсетті: ол бізге ғаламның қалай басталғанын айта алмайды, өйткені ол барлық физикалық теориялардың ғаламның басында істен шығатынын болжайды. Сингулярлық теоремалары шын мәнінде ғаламның өте ерте кезеңінде оның кішігірім болғаны сонша, ХХ ғасырдың тағы бір ұлы теориясы — кванттық механиканың (микродүниедегі бөлшектердің қозғалысын сипаттайтын физика бөлімі) әсерлерін елемеуге болмайтын уақыттың болғанын көрсетеді. 1970 жылдардың басында біз ғаламды түсінуге бағытталған ізденісімізді өте үлкен масштабтар теориясынан өте кішкентай масштабтар теориясына бұруға мәжбүр болдық. Келесі кезекте сол кванттық механика сипатталады.
4-ТАРАУ АНЫҚТАЛМАҒАНДЫҚ ПРИНЦИПІ
Ғылыми теориялардың табысы, әсіресе Ньютонның тартылыс заңы, XIX ғасырдың басында француз ғалымы Маркиз де Лапласты әлем толығымен детерминистік (барлық оқиғалар алдын ала белгілі заңдармен қатаң анықталған) деп пайымдауға итермеледі. Лаплас егер біз әлемнің белгілі бір уақыттағы толық күйін білсек, онда болып жатқанның бәрін алдын ала болжауға мүмкіндік беретін ғылыми заңдар жиынтығы болуы керек деп ұсынды. Мысалы, егер біз Күн мен планеталардың белгілі бір уақыттағы орны мен жылдамдығын білсек, онда Күн жүйесінің кез келген басқа уақыттағы күйін есептеу үшін Ньютон заңдарын қолдана аламыз. Бұл жағдайда детерминизм айқын көрінеді, бірақ Лаплас одан әрі барып, адам мінез-құлқын қоса алғанда, қалғанның бәрін басқаратын ұқсас заңдар бар деп болжады.
Ғылыми детерминизм іліміне көптеген адамдар қарсы болды, өйткені бұл Құдайдың әлемге араласу бостандығына нұқсан келтіреді деп есептелді, бірақ ол осы ғасырдың басына дейін ғылымның стандартты болжамы болып қала берді. Бұл сенімнен бас тарту қажеттігінің алғашқы белгілері британдық ғалымдар Лорд Рэлей мен Сэр Джеймс Джинстің есептеулерінен көрінді; олар жұлдыз сияқты ыстық дене энергияны шексіз жылдамдықпен сәулелендіруі керек деп ұсынды. Сол кездегі біз сенген заңдарға сәйкес, ыстық дене барлық жиілікте электромагниттік толқындарды (радио толқындар, көрінетін жарық немесе рентген сәулелері сияқты) бірдей таратуы тиіс еді. Мысалы, ыстық дене секундына бір және екі миллион миллион толқын жиілігі арасындағы толқындарда, секундына екі және үш миллион миллион толқын жиілігі арасындағы толқындардағыдай энергия мөлшерін сәулелендіруі керек. Енді секундына толқындар саны шектеусіз болғандықтан, бұл жалпы сәулеленетін энергия шексіз болады дегенді білдіреді.
Осы бір анық ақылға қонымсыз нәтижені болдырмау үшін неміс ғалымы Макс Планк 1900 жылы жарық, рентген сәулелері және басқа толқындар ерікті жылдамдықпен емес, тек кванттар (энергияның ең кіші бөлінбейтін үлестері) деп аталатын белгілі бір пакеттермен шығарылуы мүмкін деп ұсынды. Сонымен қатар, әрбір кванттың белгілі бір энергия мөлшері болды және толқындардың жиілігі неғұрлым жоғары болса, соғұрлым энергия көп болды, сондықтан жеткілікті жоғары жиілікте бір квантты шығару үшін қолда бар энергиядан көбірек энергия қажет болады. Осылайша, жоғары жиіліктегі сәулелену азаяды, сондықтан дененің энергияны жоғалту жылдамдығы шекті болады.
Кванттық гипотеза ыстық денелерден сәуле шығарудың бақыланатын жылдамдығын өте жақсы түсіндірді, бірақ оның детерминизмге тигізетін салдары 1926 жылға дейін, тағы бір неміс ғалымы Вернер Гейзенберг өзінің әйгілі анықталмағандық принципін (бөлшектің орны мен жылдамдығын бір мезгілде дәл анықтаудың мүмкін еместігі) тұжырымдағанға дейін түсінілмеді. Бөлшектің болашақ орны мен жылдамдығын болжау үшін оның қазіргі орны мен жылдамдығын дәл өлшей білу керек. Мұны істеудің айқын жолы — бөлшекке жарық түсіру. Жарық толқындарының бір бөлігі бөлшекке соғылып, шашырайды және бұл оның орнын көрсетеді. Дегенмен, бөлшектің орнын жарық толқындарының арасындағы қашықтықтан дәлірек анықтау мүмкін болмайды, сондықтан бөлшектің орнын дәл өлшеу үшін қысқа толқын ұзындығындағы жарықты пайдалану керек. Енді Планктың кванттық гипотезасы бойынша, жарықтың ерікті түрде аз мөлшерін пайдалануға болмайды; кем дегенде бір квантты пайдалану керек. Бұл квант бөлшекті мазалап, оның жылдамдығын болжау мүмкін емес жолмен өзгертеді. Сонымен қатар, орынды неғұрлым дәл өлшеген сайын, жарықтың толқын ұзындығы соғұрлым қысқа болуы керек, демек, бір кванттың энергиясы соғұрлым жоғары болады. Сонымен бөлшектің жылдамдығы үлкенірек мөлшерде бұзылады. Басқаша айтқанда, бөлшектің орнын неғұрлым дәл өлшеуге тырыссаңыз, оның жылдамдығын соғұрлым дәл емес өлшей аласыз және керісінше.
Гейзенберг бөлшектің орнындағы анықталмағандықты оның жылдамдығындағы анықталмағандыққа және бөлшектің массасына көбейткенде, ол ешқашан Планк тұрақтысы деп аталатын белгілі бір шамадан кіші болмайтынын көрсетті. Сонымен қатар, бұл шек бөлшектің орнын немесе жылдамдығын өлшеу тәсіліне немесе бөлшектің түріне байланысты емес: Гейзенбергтің анықталмағандық принципі — әлемнің іргелі, қашып құтылмайтын қасиеті.
Анықталмағандық принципі біздің әлемге деген көзқарасымызға терең әсер етті. Жетпіс жылдан астам уақыт өтсе де, олар көптеген философтар тарапынан әлі толық бағаланбады және әлі де көптеген пікірталастардың тақырыбы болып табылады. Анықталмағандық принципі Лапластың толығымен детерминистік болатын ғылыми теория, әлем моделі туралы арманының аяқталғанын білдірді: егер әлемнің қазіргі күйін дәл өлшеу мүмкін болмаса, болашақ оқиғаларды нақты болжау мүмкін емес екені анық! Біз әлі де әлемнің қазіргі күйін оны мазаламай-ақ бақылай алатын қандай да бір тылсым күш үшін оқиғаларды толық анықтайтын заңдар жиынтығы бар деп елестете аламыз. Дегенмен, әлемнің мұндай модельдері біз сияқты қарапайым пенделер үшін аса қызықты емес. Одан да Оккам ұстарасы деп аталатын үнемділік принципін қолданып, теорияның бақыланбайтын барлық ерекшеліктерін алып тастаған дұрыс сияқты. Бұл тәсіл 1920 жылдары Гейзенбергті, Эрвин Шредингерді және Поль Диракті механиканы анықталмағандық принципіне негізделген кванттық механика (микродүниенің заңдылықтарын сипаттайтын теория) деп аталатын жаңа теорияға қайта тұжырымдауға итермеледі. Бұл теорияда бөлшектердің бұдан былай бақылау мүмкін емес жеке, нақты анықталған орындары мен жылдамдықтары болмады. Оның орнына оларда орын мен жылдамдықтың үйлесімі болып табылатын кванттық күй болды.
Жалпы алғанда, кванттық механика бақылау үшін бір ғана нақты нәтижені болжамайды. Оның орнына ол бірнеше түрлі мүмкін нәтижелерді болжайды және олардың әрқайсысының қаншалықты ықтимал екенін айтады. Яғни, егер біреу бірдей жолмен басталған көптеген ұқсас жүйелерде бірдей өлшеу жүргізсе, өлшеу нәтижесі белгілі бір жағдайларда А, басқа жағдайларда Б және т. б. болатынын анықтайды. Нәтиженің А немесе Б болуының шамамен қанша рет болатынын болжауға болады, бірақ жекелеген өлшеудің нақты нәтижесін болжау мүмкін емес. Сондықтан кванттық механика ғылымға болжауға болмайтындық немесе кездейсоқтықтың бұлжымас элементін енгізеді.
Эйнштейн бұған өте қатты қарсы болды, бірақ ол осы идеялардың дамуында маңызды рөл атқарған еді. Эйнштейн кванттық теорияға қосқан үлесі үшін Нобель сыйлығымен марапатталды. Соған қарамастан, Эйнштейн әлемді кездейсоқтық басқаратынын ешқашан мойындамады; оның сезімдері «Құдай сүйек (нарды) ойнамайды» деген әйгілі мәлімдемесінде түйінделді. Алайда басқа ғалымдардың көпшілігі кванттық механиканы қабылдауға дайын болды, өйткені ол тәжірибемен толық сәйкес келді. Шынында да, ол өте сәтті теория болды және қазіргі ғылым мен техниканың барлығының дерлік негізі болып табылады. Ол теледидарлар мен компьютерлер сияқты электрондық құрылғылардың маңызды құрамдас бөліктері болып табылатын транзисторлар мен интегралдық схемалардың жұмысын басқарады, сонымен қатар қазіргі химия мен биологияның негізі болып табылады. Кванттық механика әлі тиісінше енгізілмеген физика ғылымының жалғыз салалары — гравитация мен әлемнің ауқымды құрылымы.
Жарық толқындардан тұрғанымен, Планктың кванттық гипотезасы бізге оның кейбір жағынан бөлшектерден тұратын сияқты әрекет ететінін айтады: ол тек пакеттермен немесе кванттармен шығарылуы немесе жұтылуы мүмкін. Сол сияқты Гейзенбергтің анықталмағандық принципі бөлшектердің кейбір жағынан толқындар сияқты әрекет ететінін білдіреді: олардың нақты орны жоқ, бірақ белгілі бір ықтималдық үлесімен «жайылған». Кванттық механика теориясы нақты әлемді бұдан былай бөлшектер мен толқындар тұрғысынан сипаттамайтын математиканың мүлдем жаңа түріне негізделген; әлемді тек сол тұрғыда сипаттауға болатын бақылаулар ғана. Осылайша, кванттық механикада толқындар мен бөлшектер арасында дуализм (нысанның әрі бөлшек, әрі толқын қасиеттеріне ие болуы) бар: кейбір мақсаттар үшін бөлшектерді толқын ретінде қарастыру пайдалы, ал басқа мақсаттар үшін толқындарды бөлшек ретінде қарастыру жақсырақ. Оның маңызды салдары — толқындардың немесе бөлшектердің екі жиынтығы арасындағы интерференция (толқындардың бір-біріне қабаттасуы нәтижесінде олардың күшеюі немесе әлсіреуі) деп аталатын құбылысты бақылауға болады. Яғни, толқындардың бір жиынтығының жалы (шыңы) екінші жиынтықтың ойпаңымен сәйкес келуі мүмкін. Содан кейін толқындардың екі жиынтығы бірін-бірі жояды, керісінше күштірек толқынға айналмайды Figure 4:1.
Жарық жағдайындағы интерференцияның таныс мысалы — сабын көпіршіктерінде жиі көрінетін түстер. Бұлар көпіршікті құрайтын жұқа су қабықшасының екі жағынан жарықтың шағылысуынан болады. Ақ жарық барлық түрлі толқын ұзындықтарынан немесе түстерден тұрады. Белгілі бір толқын ұзындықтары үшін сабын қабықшасының бір жағынан шағылысқан толқындардың жалдары екінші жағынан шағылысқан ойпаңдармен сәйкес келеді. Осы толқын ұзындықтарына сәйкес келетін түстер шағылысқан жарықта болмайды, сондықтан ол түсті болып көрінеді. Интерференция кванттық механика енгізген дуализмнің арқасында бөлшектер үшін де орын алуы мүмкін. Белгілі мысал — «екі саңылаулы тәжірибе» деп аталатын тәжірибе Figure 4:2.
Екі тар параллель саңылауы бар перде жазықтығын қарастырайық. Перденің бір жағына белгілі бір түсті (яғни, белгілі бір толқын ұзындығындағы) жарық көзі қойылады. Жарықтың көп бөлігі пердеге соғылады, бірақ аз мөлшері саңылаулар арқылы өтеді. Енді перденің жарық көзіне қарама-қарсы жағына экран қойылды делік. Экрандағы кез келген нүкте екі саңылаудан толқындарды алады. Дегенмен, жалпы алғанда, жарықтың жарық көзінен экранға екі саңылау арқылы өтуі керек қашықтығы әртүрлі болады. Бұл саңылаулардан шыққан толқындар экранға келгенде бір-бірімен фазада болмайтынын білдіреді: кейбір жерлерде толқындар бірін-бірі жояды, ал басқаларында олар бірін-бірі күшейтеді. Нәтиже — жарық және қара жолақтардың сипатты бейнесі.
Таңқаларлық нәрсе, егер жарық көзін белгілі бір жылдамдықпен қозғалатын электрондар сияқты бөлшектер көзімен ауыстырса (бұл сәйкес толқындардың белгілі бір ұзындығы бар екенін білдіреді), дәл сондай жолақтар алынады. Бұл одан да оғаш көрінеді, өйткені егер тек бір саңылау болса, ешқандай жолақтар болмайды, тек экранда электрондардың біркелкі таралуы болады. Сондықтан басқа саңылауды ашу экранның әрбір нүктесіне соғылатын электрондар санын жай ғана көбейтеді деп ойлауға болады, бірақ интерференцияның кесірінен ол кейбір жерлерде оны азайтады. Егер электрондар саңылаулар арқылы бір-бірден жіберілсе, әрқайсысы бір саңылаудан немесе екіншісінен өтеді деп күтіледі, сондықтан ол өткен саңылау жалғыз болғандай әрекет етеді — экранда біркелкі таралуды береді. Шындығында, электрондар бір-бірлеп жіберілсе де, жолақтар бәрібір пайда болады. Демек, әрбір электрон бір уақытта екі саңылаудан да өтуі керек!
Бөлшектер арасындағы интерференция құбылысы біздің атомдардың құрылымын түсінуіміз үшін өте маңызды болды, олар химия мен биологияның негізгі бірліктері және біз бен айналамыздағы барлық нәрселер құралған құрылыс блоктары болып табылады. Осы ғасырдың басында атомдар Күнді айналып жүрген планеталар сияқты, электрондар (теріс электр бөлшектері) оң электр зарядын тасымалдайтын орталық ядроның айналасында айналады деп есептелді. Оң және теріс электр арасындағы тартылыс Күн мен планеталар арасындағы гравитациялық тартылыс планеталарды өз орбиталарында ұстап тұрғандай, электрондарды өз орбиталарында ұстауы керек еді. Бұған қатысты мәселе мынада: кванттық механикаға дейінгі механика және электр заңдары электрондар энергияны жоғалтып, ядромен соқтығысқанша ішке қарай спираль түрінде айналады деп болжаған. Бұл атомның және шын мәнінде бүкіл материяның өте жоғары тығыздық күйіне тез ыдырауы керек екенін білдіреді.
Бұл мәселенің ішінара шешімін 1913 жылы даниялық ғалым Нильс Бор тапты. Ол мүмкін электрондар орталық ядродан кез келген қашықтықта емес, тек белгілі бір қашықтықтарда ғана айнала алады деп ұсынды. Егер осы қашықтықтардың кез келгенінде тек бір немесе екі электрон айнала алады деп есептесек, бұл атомның ыдырауы мәселесін шешер еді, өйткені электрондар ең аз қашықтықтар мен энергиялармен орбиталарды толтырудан әрі қарай спираль бойынша ене алмайды. Бұл модель ядроны айналып өтетін бір ғана электроны бар ең қарапайым атом — сутегінің құрылымын өте жақсы түсіндірді. Бірақ оны күрделірек атомдарға қалай қолдану керектігі түсініксіз болды. Сонымен қатар, рұқсат етілген орбиталардың шектеулі жиынтығы туралы идея өте ерікті болып көрінді.
Жаңа кванттық механика теориясы бұл қиындықты шешті. Ол ядроның айналасында айналатын электронды оның жылдамдығына байланысты толқын ұзындығы бар толқын ретінде қарастыруға болатынын көрсетті. Кейбір орбиталар үшін орбитаның ұзындығы электронның толқын ұзындығының бүтін санына сәйкес келеді. Бұл орбиталар үшін толқын жалы әр айналым сайын бірдей позицияда болады, сондықтан толқындар қосылады: бұл орбиталар Бордың рұқсат етілген орбиталарына сәйкес келеді. Алайда, ұзындығы толқын ұзындығының бүтін саны емес орбиталар үшін, электрондар айналған сайын әрбір толқын жалы ақыр соңында ойпаңмен жойылады; бұл орбиталарға рұқсат етілмейді.
Толқын/бөлшек дуализмін елестетудің жақсы тәсілі — американдық ғалым Ричард Фейнман ұсынған траекториялар бойынша қосынды (бөлшектің кеңістік пен уақыттағы барлық мүмкін жолдармен қозғалуы) деп аталатын әдіс. Бұл тәсілде бөлшектің классикалық, кванттық емес теориядағыдай кеңістік-уақытта бір ғана тарихы немесе жолы болады деп есептелмейді. Оның орнына ол А-дан Б-ға дейін кез келген мүмкін жолмен барады деп есептеледі. Әрбір жолмен бірнеше сандар байланысты: бірі толқынның өлшемін, екіншісі циклдегі позициясын (яғни, оның жалда немесе ойпаңда екенін) білдіреді. А-дан Б-ға өту ықтималдығы барлық жолдар үшін толқындарды қосу арқылы табылады. Жалпы алғанда, егер көршілес жолдар жиынтығын салыстырсаңыз, циклдегі фазалар немесе позициялар айтарлықтай ерекшеленеді. Бұл осы жолдармен байланысты толқындар бірін-бірі толығымен дерлік жоятынын білдіреді. Алайда, көршілес жолдардың кейбір жиынтықтары үшін фаза жолдар арасында көп өзгермейді. Бұл жолдар үшін толқындар жойылмайды. Мұндай жолдар Бордың рұқсат етілген орбиталарына сәйкес келеді.
Осы идеялардың нақты математикалық түрінде күрделірек атомдардағы, тіпті бірнеше ядроны айналып өтетін орбиталардағы электрондармен біріктірілген бірнеше атомдардан тұратын молекулалардағы рұқсат етілген орбиталарды есептеу салыстырмалы түрде қарапайым болды. Молекулалардың құрылымы мен олардың бір-бірімен реакциялары химия мен биологияның негізі болғандықтан, кванттық механика бізге анықталмағандық принципімен белгіленген шектерде айналамыздағы барлық нәрсені дерлік болжауға мүмкіндік береді. (Алайда іс жүзінде бірнеше электроннан тұратын жүйелер үшін қажетті есептеулер соншалықты күрделі, сондықтан біз оларды орындай алмаймыз. )
Эйнштейннің жалпы салыстырмалылық теориясы әлемнің ауқымды құрылымын басқаратын сияқты. Бұл классикалық теория деп аталады; яғни ол басқа теориялармен сәйкестік үшін қажет болғандай, кванттық механиканың анықталмағандық принципін ескермейді. Бұл бақылаумен ешқандай алшақтыққа әкеп соқтырмайтын себебі — біз әдетте бастан кешіретін барлық гравитациялық өрістер өте әлсіз. Дегенмен, бұрын талқыланған сингулярлық теоремалар гравитациялық өріс кем дегенде екі жағдайда — қара құрдымдар мен Үлкен жарылыс кезінде өте күшті болуы керек екенін көрсетеді. Мұндай күшті өрістерде кванттық механиканың әсері маңызды болуы керек. Осылайша, белгілі бір мағынада классикалық жалпы салыстырмалылық, шексіз тығыздық нүктелерін болжау арқылы өзінің сәтсіздігін болжайды, дәл классикалық (яғни, кванттық емес) механика атомдардың шексіз тығыздыққа дейін ыдырауы керек деп болжау арқылы өзінің сәтсіздігін болжағандай. Бізде жалпы салыстырмалылық пен кванттық механиканы біріктіретін толық дәйекті теория әлі жоқ, бірақ біз оның кейбір ерекшеліктерін білеміз. Олардың қара құрдымдар мен Үлкен жарылыс үшін тигізетін салдары кейінгі тарауларда сипатталады. Әзірге біз табиғаттың басқа күштері туралы түсінігімізді біртұтас, біріктірілген кванттық теорияға біріктірудің соңғы әрекеттеріне тоқталамыз.
5-ТАРАУ
ҚАРАПАЙЫМ БӨЛШЕКТЕР ЖӘНЕ ТАБИҒАТ КҮШТЕРІ
Аристотель ғаламдағы барлық материя төрт негізгі элементтен – жер, ауа, от және судан тұрады деп сенген. Бұл элементтерге екі күш әсер еткен: гравитация (жер мен судың төменге бату үрдісі) және левитация (ауа мен оттың жоғарыға көтерілу үрдісі). Ғаламның мазмұнын материя мен күштерге бөлу әлі күнге дейін қолданылады. Аристотель материяның үздіксіз екеніне, яғни материя бөлігін еш шектеусіз барған сайын кішірек бөліктерге бөле беруге болады деп есептеді: адам ешқашан одан әрі бөлінбейтін материя түйіршігіне тап болмайды. Алайда, Демокрит сияқты кейбір гректер материя табиғатынан түйіршікті және бәрі әртүрлі атомдардың Атом: грек тілінде «бөлінбейтін» дегенді білдіреді үлкен санынан тұрады деп есептеді. Ғасырлар бойы бұл дау ешқандай нақты дәлелсіз жалғасты, бірақ 1803 жылы британдық химик әрі физик Джон Дальтон химиялық қоспалардың әрқашан белгілі бір пропорцияда бірігуін атомдардың молекулалар Молекула: атомдардың топтасуынан түзілетін бірліктер деп аталатын бірліктерді құрауымен түсіндіруге болатынын атап өтті. Дегенмен, екі ойлау мектебі арасындағы талас осы ғасырдың басына дейін атомшылардың пайдасына түпкілікті шешілмеді. Маңызды физикалық дәлелдердің бірін Эйнштейн келтірді. 1905 жылы жазылған арнайы салыстырмалылық туралы әйгілі мақаласынан бірнеше апта бұрын Эйнштейн Броундық қозғалыс Броундық қозғалыс: сұйықтықтағы шаңның ұсақ бөлшектерінің ретсіз қозғалысы деп аталатын құбылысты сұйықтық атомдарының шаң бөлшектерімен соқтығысуының нәтижесі деп түсіндіруге болатынын көрсетті.
Осы уақытқа қарай бұл атомдардың да бөлінбейтін емес екендігі туралы күдіктер пайда болды. Бірнеше жыл бұрын Кембридждегі Тринити колледжінің қызметкері Дж. Дж. Томсон электрон Электрон: ең жеңіл атомның мыңнан бір бөлігінен де аз массасы бар теріс зарядталған бөлшек деп аталатын материя бөлшегінің бар екенін дәлелдеді. Ол қазіргі теледидар кинескопына ұқсас қондырғыны қолданды: қызған металл жіп электрондарды шығарды, ал олардың теріс электр заряды болғандықтан, электр өрісін оларды люминоформен қапталған экранға қарай жылдамдату үшін қолдануға болатын. Экранға соғылғанда жарық жарқылдары пайда болды. Көп ұзамай бұл электрондардың атомдардың ішінен шығатыны белгілі болды, ал 1911 жылы Жаңа Зеландиялық физик Эрнест Резерфорд материя атомдарының ішкі құрылымы бар екенін түпкілікті көрсетті: олар өте кішкентай, оң зарядталған ядродан Ядро: атомның ортасындағы тығыз бөлігі және оның айналасында айналатын электрондардан тұрады. Ол мұны радиоактивті атомдардан бөлінетін оң зарядталған альфа-бөлшектердің атомдармен соқтығысқан кезде қалай ауытқитынын талдау арқылы анықтады.
Басында атом ядросы электрондардан және протон Протон: грек тілінен аударғанда «бірінші» дегенді білдіретін оң зарядталған ядролық бөлшек деп аталатын оң зарядталған бөлшектердің әртүрлі санынан тұрады деп есептелді. Алайда, 1932 жылы Резерфордтың Кембридждегі әріптесі Джеймс Чедвик ядрода нейтрон Нейтрон: протонмен бірдей массасы бар, бірақ электр заряды жоқ бөлшек деп аталатын тағы бір бөлшек бар екенін анықтады. Чедвик бұл жаңалығы үшін Нобель сыйлығын алды және Кембридждегі Гонвилл және Киз колледжінің (қазір мен қызмет ететін колледж) шебері болып сайланды. Кейінірек ол әріптестерімен келіспеушіліктерге байланысты шеберліктен бас тартты. Соғыстан оралған жас қызметкерлер тобы ұзақ уақыт бойы лауазымда отырған ескі қызметкерлерге қарсы дауыс бергеннен бері колледжде қатты келіспеушіліктер болды. Бұл менің уақытыма дейін болған; мен колледжге 1965 жылы, осындай келіспеушіліктер басқа бір Нобель сыйлығының лауреаты сэр Невилл Моттты шеберліктен бас тартуға мәжбүр еткен кезде қосылдым.
Осыдан отыз жыл бұрын протондар мен нейтрондар «қарапайым» бөлшектер деп есептелді, бірақ протондарды жоғары жылдамдықпен басқа протондармен немесе электрондармен соқтығыстыру тәжірибелері олардың шын мәнінде кішірек бөлшектерден тұратынын көрсетті. Бұл бөлшектерді Калтех физигі Мюррей Гелл-Манн кварктар Кварк: адрондарды (протон, нейтрон) құрайтын іргелі бөлшек деп атады, ол 1969 жылы осы жұмысы үшін Нобель сыйлығын алды.
Атаудың шығу төркіні Джеймс Джойстың жұмбақ цитатасынан алынған: «Мастер Марк үшін үш кварк! »
Кварктардың бірнеше түрі бар: біз оларды up (жоғары), down (төмен), strange (оғаш), charmed (таңсық), bottom (төменгі) және top (жоғарғы) деп атайтын алты «хош иісі» (flavor) бар. Алғашқы үш түрі 1960-жылдардан бері белгілі болса, таңсық кварк 1974 жылы, төменгісі 1977 жылы, ал жоғарғысы 1995 жылы ашылды. Әрбір хош иіс үш «түске» ие: қызыл, жасыл және көк. (Бұл терминдер жай ғана белгілер екенін атап өту керек: кварктар көрінетін жарықтың толқын ұзындығынан әлдеқайда кіші, сондықтан олардың қалыпты мағынада ешқандай түсі жоқ. Бұл жай ғана қазіргі физиктердің жаңа бөлшектер мен құбылыстарды атаудың қияли тәсілдері бар екенін көрсетеді – олар енді грек тілімен шектелмейді! ) Протон немесе нейтрон әр түстің біреуінен тұратын үш кварктан құралады. Протонда екі up-кварк және бір down-кварк бар; нейтронда екі down және бір up бар. Біз басқа кварктардан (strange, charmed, bottom және top) тұратын бөлшектерді жасай аламыз, бірақ олардың барлығының массасы әлдеқайда үлкен және олар протондар мен нейтрондарға өте тез ыдырайды.
Қазір біз атомдардың да, олардың ішіндегі протондар мен нейтрондардың да бөлінбейтін емес екенін білеміз. Ендеше сұрақ: бәрі құралған нағыз қарапайым бөлшектер, негізгі құрылыс блоктары қандай? Жарықтың толқын ұзындығы атомның өлшемінен әлдеқайда үлкен болғандықтан, біз атомның бөліктеріне әдеттегідей «қарай» алмаймыз. Бізге толқын ұзындығы әлдеқайда кішірек нәрсені пайдалану керек. Өткен тарауда көргеніміздей, кванттық механика барлық бөлшектердің шын мәнінде толқын екенін және бөлшектің энергиясы неғұрлым жоғары болса, сәйкес толқынның ұзындығы соғұрлым кіші болатынын айтады. Сонымен, біздің сұрағымызға бере алатын ең жақсы жауап біздің қолымызда қаншалықты жоғары бөлшек энергиясы бар екеніне байланысты, өйткені бұл біздің қандай кішкентай масштабта қарай алатынымызды анықтайды. Бұл бөлшек энергиялары әдетте электрон-вольт Электрон-вольт: бір вольттық электр өрісінен электрон алатын энергия мөлшері деп аталатын бірліктермен өлшенеді. ХІХ ғасырда адамдар қолдана білген жалғыз энергия жану сияқты химиялық реакциялардан алынатын бірнеше электрон-вольттық төмен энергиялар болғандықтан, атомдар ең кіші бірлік деп есептелді. Резерфордтың тәжірибесінде альфа-бөлшектердің энергиясы миллиондаған электрон-вольт болды. Соңғы кездері біз электромагниттік өрістерді бөлшектерге алдымен миллиондаған, содан кейін мыңдаған миллиондаған электрон-вольт энергия беру үшін пайдалануды үйрендік. Осылайша, біз отыз жыл бұрын «қарапайым» деп есептелген бөлшектердің шын мәнінде кішірек бөлшектерден тұратынын білеміз. Біз бұдан да жоғары энергияларға өткенде, олар да өз кезегінде бұдан да кіші бөлшектерден тұратыны анықталуы мүмкін бе? Бұл әбден мүмкін, бірақ бізде табиғаттың соңғы құрылыс блоктары туралы білімге қол жеткіздік немесе оған өте жақынбыз деп сенуге болатын кейбір теориялық негіздер бар.
Өткен тарауда талқыланған толқын/бөлшек дуализмін пайдалана отырып, ғаламдағы барлық нәрсені, соның ішінде жарық пен гравитацияны бөлшектер тұрғысынан сипаттауға болады. Бұл бөлшектердің спин Спин: бөлшектің әртүрлі бағыттан қалай көрінетінін сипаттайтын меншікті импульс моменті деп аталатын қасиеті бар. Спинді елестетудің бір жолы – бөлшектерді өз осінің айналасында айналатын кішкентай зырылдауық ретінде қарастыру. Алайда, бұл жаңылыстыруы мүмкін, өйткені кванттық механика бөлшектердің ешқандай нақты анықталған осі жоқ екенін айтады. Бөлшектің спині бізге бөлшектің әртүрлі бағыттардан қалай көрінетінін айтады. Спині 0 болатын бөлшек нүкте сияқты: ол кез келген бағыттан бірдей көрінеді [IMG](history/images/page38_img1. jpg). Екінші жағынан, спині 1 болатын бөлшек көрсеткі сияқты: ол әртүрлі бағыттардан әртүрлі көрінеді. Тек оны толық бір айналымға (360 градус) бұрғанда ғана бөлшек бұрынғы қалпына келеді. Спині 2 болатын бөлшек екі басты көрсеткі сияқты: егер оны жарты айналымға (180 градус) бұрсаңыз, ол бірдей көрінеді. Сол сияқты, спині жоғары бөлшектер толық айналымның кішірек бөліктеріне бұрғанда бірдей көрінеді. Осының бәрі қарапайым сияқты көрінгенімен, таңқаларлық жайт – бір айналымда бұрынғы қалпына келмейтін бөлшектер де бар: оларды бұрынғы қалпына келтіру үшін екі толық айналым жасату керек! Мұндай бөлшектердің спині ½ деп аталады.
Ғаламдағы барлық белгілі бөлшектерді екі топқа бөлуге болады: ғаламдағы материяны құрайтын спині ½ бөлшектер және материя бөлшектері арасындағы күштерді тудыратын спині 0, 1 және 2 бөлшектер.
Материя бөлшектері Паули принципі Паули принципі: екі ұқсас бөлшектің бір уақытта бірдей күйде бола алмайтыны туралы ереже деп аталатын заңға бағынады. Бұны 1925 жылы австриялық физик Вольфганг Паули ашты, ол үшін 1945 жылы Нобель сыйлығын алды. Ол нағыз теориялық физиктің бейнесі болды: оның тіпті бір қалада болуының өзі тәжірибелердің сәтсіз аяқталуына әсер етеді деп айтылатын! Паули принципі екі ұқсас бөлшектің бір күйде бола алмайтынын айтады; яғни, олар белгісіздік принципімен берілген шектерде бірдей позицияда және бірдей жылдамдықта бола алмайды. Бұл принцип өте маңызды, өйткені ол материя бөлшектерінің спині 0, 1 және 2 бөлшектер тудыратын күштердің әсерінен өте жоғары тығыздық күйіне неге құлап кетпейтінін түсіндіреді: егер материя бөлшектерінің позициялары бір-біріне өте жақын болса, олардың жылдамдықтары әртүрлі болуы керек, демек олар бір позицияда ұзақ тұрмайды. Егер әлем бұл принципсіз жаратылған болса, кварктар бөлек, нақты анықталған протондар мен нейтрондарды құра алмас еді. Сондай-ақ, бұлар электрондармен бірге бөлек, нақты анықталған атомдарды құра алмас еді. Олардың бәрі біркелкі, тығыз «сорпа» түзу үшін бірігіп кетер еді.
Электрон мен басқа да спині ½ бөлшектерді дұрыс түсіну тек 1928 жылы ғана мүмкін болды, сол кезде Пол Дирак теория ұсынды, ол кейінірек Кембридждегі Лукас математика профессоры болып сайланды (бұл лауазымды кезінде Ньютон иеленген, ал қазір мен иеленіп отырмын). Дирак теориясы кванттық механикамен де, арнайы салыстырмалылық теориясымен де сәйкес келетін алғашқы теория болды. Ол математикалық түрде электронның неге спині ½ екенін түсіндірді; яғни, неге ол бір толық айналымда емес, екі айналымда ғана бұрынғы қалпына келетінін көрсетті. Сондай-ақ, ол электронның серігі болуы керек деп болжады: анти-электрон немесе позитрон Позитрон: электронның оң зарядталған антибөлшегі . 1932 жылы позитронның ашылуы Дирак теориясын растады және оған 1933 жылы физика бойынша Нобель сыйлығының берілуіне әкелді. Қазір біз әрбір бөлшектің антибөлшегі бар екенін және олардың бір-бірін жойып жібере алатынын (аннигиляция) білеміз. (Күш тасымалдаушы бөлшектер жағдайында антибөлшектер бөлшектердің өздерімен бірдей. ) Тіпті антибөлшектерден тұратын тұтас анти-әлемдер мен анти-адамдар болуы мүмкін. Алайда, егер сіз өзіңіздің анти-тұлғаңызды кездестірсеңіз, онымен қол алыспаңыз! Екеуіңіз де үлкен жарық жарқылымен жоқ болып кетесіздер. Неліктен біздің айналамызда антибөлшектерден гөрі бөлшектер әлдеқайда көп деген сұрақ өте маңызды және мен оған осы тарауда кейінірек тоқталамын.
Кванттық механикада материя бөлшектері арасындағы күштер немесе өзара әрекеттесулер бүтін спині бар (0, 1 немесе 2) бөлшектер арқылы тасымалданады деп есептеледі. Материя бөлшегі (электрон немесе кварк сияқты) күш тасымалдаушы бөлшекті бөліп шығарады. Бұл бөліп шығарудың серпілісі материя бөлшегінің жылдамдығын өзгертеді. Содан кейін күш тасымалдаушы бөлшек басқа материя бөлшегімен соқтығысады және сіңіріледі. Бұл соқтығыс екінші бөлшектің жылдамдығын екі материя бөлшегі арасында күш болғандай өзгертеді. Күш тасымалдаушы бөлшектердің маңызды қасиеті – олар Паули принципіне бағынбайды. Бұл дегеніміз, олардың алмасу санында шек жоқ, сондықтан олар күшті өзара әрекеттесуді тудыра алады. Дегенмен, егер күш тасымалдаушы бөлшектердің массасы үлкен болса, оларды үлкен қашықтыққа шығару және алмасу қиын болады. Сондықтан олар тасымалдайтын күштердің әсер ету радиусы қысқа болады. Екінші жағынан, егер күш тасымалдаушы бөлшектердің жеке массасы болмаса, күштер алысқа әсер етеді. Материя бөлшектері арасында алмасатын күш тасымалдаушы бөлшектер виртуалды бөлшектер Виртуалды бөлшектер: детектормен тікелей тіркелмейтін, бірақ күш ретінде әсері сезілетін бөлшектер деп аталады, өйткені «нақты» бөлшектерден айырмашылығы, оларды бөлшек детекторымен тікелей анықтау мүмкін емес. Біз олардың бар екенін білеміз, өйткені олардың өлшенетін әсері бар: олар материя бөлшектері арасында күштер тудырады. Спині 0, 1 немесе 2 болатын бөлшектер кейбір жағдайларда нақты бөлшектер ретінде де өмір сүреді, ол кезде оларды тікелей анықтауға болады. Олар бізге классикалық физиктің жарық толқындары немесе гравитациялық толқындар деп атайтын нәрселері ретінде көрінеді.
Күш тасымалдаушы бөлшектерді олар тасымалдайтын күштің қуатына және олар әрекеттесетін бөлшектерге байланысты төрт санатқа бөлуге болады. Бұл төрт класқа бөлу адамдардың өз ыңғайына қарай жасағанын атап өткен жөн; бұл ішінара теорияларды құру үшін қолайлы, бірақ ол тереңірек ештеңеге сәйкес келмеуі мүмкін. Сайып келгенде, физиктердің көбісі төрт күштің бәрін бір күштің әртүрлі қырлары ретінде түсіндіретін бірыңғай теорияны табуға үміттенеді. Шынында да, көпшілігі мұны бүгінгі физиканың басты мақсаты деп айтар еді. Жақында күштердің үш санатын біріктірудің сәтті әрекеттері жасалды – мен оларды осы тарауда сипаттаймын. Қалған санат – гравитацияны біріктіру мәселесін кейінірек қарастырамыз.
Бірінші санат – гравитациялық күш. Бұл күш әмбебап, яғни әрбір бөлшек өзінің массасына немесе энергиясына сәйкес гравитация күшін сезінеді. Гравитация төрт күштің ішіндегі ең әлсізі; ол соншалықты әлсіз, егер оның екі ерекше қасиеті болмаса, біз оны мүлдем байқамас едік: ол үлкен қашықтықтарға әсер ете алады және ол әрқашан тартылыс күші болып табылады. Бұл Жер мен Күн сияқты екі үлкен денедегі жеке бөлшектер арасындағы өте әлсіз гравитациялық күштердің бәрі қосылып, айтарлықтай күш тудыра алатынын білдіреді. Қалған үш күш не қысқа қашықтыққа әсер етеді, немесе кейде тартылыс, кейде тебіліс күші болып келеді, сондықтан олар бір-бірін жоюға бейім. Гравитациялық өріске кванттық механикалық тұрғыдан қарасақ, екі материя бөлшегі арасындағы күш гравитон Гравитон: гравитациялық күшті тасымалдайтын, спині 2 болатын бөлшек деп аталатын спині 2 болатын бөлшек арқылы тасымалданады деп бейнеленеді. Оның жеке массасы жоқ, сондықтан ол тасымалдайтын күш алысқа әсер етеді. Күн мен Жер арасындағы гравитациялық күш осы екі денені құрайтын бөлшектер арасындағы гравитон алмасуына жатқызылады. Алмасатын бөлшектер виртуалды болса да, олар өлшенетін әсер береді – олар Жерді Күннің айналасында айналдырады! Нақты гравитондар классикалық физиктер гравитациялық толқындар деп атайтын нәрсені құрайды, олар өте әлсіз – және оларды анықтау өте қиын болғандықтан, олар әлі байқалмаған.
Келесі санат – электромагниттік күш, ол электрондар мен кварктар сияқты электрлік зарядталған бөлшектермен әрекеттеседі, бірақ гравитондар сияқты зарядталмаған бөлшектермен әрекеттеспейді. Ол гравитациялық күштен әлдеқайда күшті: екі электрон арасындағы электромагниттік күш гравитациялық күштен шамамен миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион (1 және одан кейін қырық екі нөл) есе үлкен. Алайда, электр зарядының екі түрі бар: оң және теріс. Екі оң заряд арасындағы күш – тебіліс, екі теріс заряд арасындағы күш те – тебіліс, бірақ оң және теріс заряд арасындағы күш – тартылыс. Жер немесе Күн сияқты үлкен денеде оң және теріс зарядтардың саны дерлік тең болады. Осылайша, жеке бөлшектер арасындағы тартылыс және тебіліс күштері бір-бірін дерлік жояды және нәтижесінде электромагниттік күш өте аз болады. Дегенмен, атомдар мен молекулалардың кішігірім масштабтарында электромагниттік күштер басым болады. Ядродағы теріс зарядталған электрондар мен оң зарядталған протондар арасындағы электромагниттік тартылыс электрондарды атом ядросының айналасында айналуға мәжбүр етеді, тура гравитациялық тартылыс Жерді Күннің айналасында айналдыратыны сияқты. Электромагниттік тартылыс фотондар Фотон: электромагниттік өзара әрекеттесуді тасымалдайтын, спині 1 болатын массасыз бөлшек деп аталатын спині 1 болатын виртуалды массасыз бөлшектердің үлкен санының алмасуынан туындайды деп сипатталады. Тағы да айта кететін жайт, алмасатын фотондар – виртуалды бөлшектер. Алайда, электрон бір рұқсат етілген орбитадан ядроға жақынырақ басқа орбитаға ауысқанда, энергия бөлініп, нақты фотон шығады – егер оның толқын ұзындығы сәйкес келсе, оны адам көзі көрінетін жарық ретінде немесе фотон детекторы (мысалы, фотопленка) арқылы бақылауға болады. Сол сияқты, егер нақты фотон атоммен соқтығысса, ол электронды ядроға жақын орбитадан алысырақ орбитаға жылжытуы мүмкін. Бұл фотонның энергиясын жұмсайды, сондықтан ол жұтылады.
Үшінші санат әлсіз ядролық күш деп аталады, ол радиоактивтілікке жауапты және ол спині ½ болатын барлық материя бөлшектеріне әсер етеді, бірақ фотондар мен гравитондар сияқты спині 0, 1 немесе 2 болатын бөлшектерге әсер етпейді. Әлсіз ядролық күш 1967 жылға дейін жақсы түсінілмеген болатын, сол кезде Лондондағы Империал колледжінен Абдус Салам және Гарвардтан Стивен Вайнберг екеуі де...
Әлсіз өзара әрекеттесу және Вайнберг-Салам теориясы
Максвелл шамамен жүз жыл бұрын электр мен магнетизмді біріктіргені сияқты, олар да бұл әрекеттесуді электромагниттік күшпен біріктіретін теорияларды ұсынды. Олар әлсіз күшті тасымалдайтын, жиынтық түрде массивті векторлық бозондар деп аталатын, фотоннан бөлек тағы үш спині 1-ге тең бөлшектер бар деп болжады. Олар W+ (W плюс), W- (W минус) және Zº (Z нөл) деп аталды және олардың әрқайсысының массасы шамамен 100 GeV (гигаэлектрон-вольт – энергия өлшем бірлігі, бір миллиард электрон-вольт) болды. Вайнберг-Салам теориясы spontaneous symmetry breaking (өздігінен симметрияның бұзылуы — физикалық жүйенің негізгі күйі оның ішкі симметриясына сәйкес келмеуі) деп аталатын қасиетке ие. Бұл төмен энергияларда бір-бірінен мүлдем өзгеше болып көрінетін бірқатар бөлшектердің іс жүзінде бір типтегі бөлшектер екенін, тек әртүрлі күйде болатынын білдіреді. Жоғары энергияларда бұл бөлшектердің барлығы ұқсас әрекет етеді.
Бұл әсер рулетка дөңгелегіндегі шардың мінез-құлқына ұқсайды. Жоғары энергияда (дөңгелек қатты айналғанда) шар негізінен бір ғана бағытта әрекет етеді – ол айналып жүре береді. Бірақ дөңгелек баяулаған сайын шардың энергиясы азайып, соңында шар дөңгелектегі отыз жеті ұяшықтың біріне түседі. Басқаша айтқанда, төмен энергияда шар бола алатын отыз жеті түрлі күй бар. Егер біз қандай да бір себеппен шарды тек төмен энергияда ғана бақылай алсақ, онда біз шардың отыз жеті түрлі типі бар деп ойлар едік!
Вайнберг-Салам теориясында 100 GeV-тан әлдеқайда жоғары энергияларда үш жаңа бөлшек пен фотон бірдей әрекет етеді. Бірақ қалыпты жағдайларда кездесетін төменгі бөлшек энергияларында бұл бөлшектер арасындағы симметрия бұзылады. W+, W- және Zº үлкен массаға ие болып, олар тасымалдайтын күштердің әсер ету ауқымын өте қысқа етеді.
Салам мен Вайнберг өз теорияларын ұсынған кезде оларға сенгендер аз болды және бөлшек үдеткіштері нақты W+, W- немесе Zº бөлшектерін шығаруға қажетті 100 GeV энергиясына жететіндей қуатты емес еді. Дегенмен, келесі он жыл ішінде теорияның төмен энергиялардағы басқа болжамдары эксперименттермен жақсы сәйкес келгені соншалық, 1979 жылы Салам мен Вайнберг Гарвардтағы Шелдон Глэшоумен бірге физика бойынша Нобель сыйлығына ие болды. Нобель комитеті 1983 жылы CERN-де (Еуропалық ядролық зерттеулер орталығы) фотонның үш массивті серіктесінің дәл болжанған массаларымен және басқа қасиеттерімен табылуының арқасында қателік жасау ыңғайсыздығынан құтылды. Бұл жаңалықты ашқан бірнеше жүз физиктер тобын басқарған Карло Руббия 1984 жылы антизаттарды сақтау жүйесін жасаған CERN инженері Саймон ван дер Меермен бірге Нобель сыйлығын алды. (Бүгінгі таңда эксперименттік физикада ең шыңда болмасаңыз, із қалдыру өте қиын! )
Күшті ядролық өзара әрекеттесу және кварктар
Төртінші санат – strong nuclear force (күшті ядролық өзара әрекеттесу — атом ядросындағы бөлшектерді біріктіріп ұстайтын күш), ол протондар мен нейтрондардағы кварктарды және атом ядросындағы протондар мен нейтрондарды бірге ұстап тұрады. Бұл күшті тек өзімен және кварктармен әрекеттесетін, gluon (глюон — кварктарды "желімдеп" ұстап тұратын бөлшек) деп аталатын тағы бір спині 1-ге тең бөлшек тасымалдайды деп есептеледі. Күшті ядролық күштің confinement (тұтқындалу — бөлшектердің еркін күйде кездеспей, тек топтасып жүруі) деп аталатын қызықты қасиеті бар: ол бөлшектерді әрқашан түссіз комбинацияларға біріктіреді.
Бір кварктың өзі ғана бола алмайды, өйткені оның түсі (қызыл, жасыл немесе көк) болар еді. Оның орнына, қызыл кварк глюондардың "жібі" арқылы жасыл және көк кваркпен бірігуі керек (қызыл + жасыл + көк = ақ). Мұндай триплет протонды немесе нейтронды құрайды. Тағы бір мүмкіндік – кварк пен антикварктан тұратын жұп (қызыл + антиқызыл немесе жасыл + антижасыл немесе көк + антикөк = ақ). Мұндай комбинациялар мезондар деп аталатын бөлшектерді құрайды, олар тұрақсыз, өйткені кварк пен антикварк бір-бірін жойып (аннигиляция), электрондар мен басқа бөлшектерді түзе алады. Дәл осылай, "тұтқындалу" глюонның да жалғыз болуына жол бермейді, өйткені глюондардың да түсі бар. Оның орнына түстері қосылғанда ақ түсті беретін глюондар жиынтығы болуы керек. Мұндай жиынтық glueball (глюбол) деп аталатын тұрақсыз бөлшекті құрайды.
"Тұтқындалу" қасиеті оқшауланған кваркты немесе глюонды бақылауға мүмкіндік бермейтіндіктен, кварктар мен глюондар туралы түсінік біршама метафизикалық болып көрінуі мүмкін. Дегенмен, күшті ядролық күштің asymptotic freedom (асимптотикалық еркіндік — жоғары энергияда бөлшектер арасындағы байланыстың әлсіреуі) деп аталатын тағы бір қасиеті бар, ол кварктар мен глюондар ұғымын нақты анықтайды. Қалыпты энергияларда күшті ядролық күш шынымен де күшті және ол кварктарды бір-біріне тығыз байлайды. Алайда, үлкен бөлшек үдеткіштерімен жүргізілген эксперименттер жоғары энергияларда күшті күш әлдеқайда әлсірейтінін және кварктар мен глюондар дерлік еркін бөлшектер сияқты әрекет ететінін көрсетеді.
Ұлы бірігу теориялары (GUTs)
5:2 суреті жоғары энергиялы протон мен антипротонның соқтығысу сәтін көрсетеді. Электромагниттік және әлсіз ядролық күштердің бірігуінің жетістігі осы екі күшті күшті ядролық күшпен біріктіріп, grand unified theory (ұлы бірігу теориясы — табиғаттың негізгі күштерін бір заңдылыққа бағындыру әрекеті немесе GUT) деп аталатын теорияға біріктірудің бірқатар әрекеттеріне әкелді. Бұл атау біршама асыра сілтеу: алынған теориялар онша "ұлы" емес және олар толық біріктірілмеген, өйткені олар гравитацияны қамтымайды.
GUT теорияларының негізгі идеясы мынада: жоғарыда айтылғандай, күшті ядролық күш жоғары энергияларда әлсірейді. Екінші жағынан, асимптотикалық еркіндігі жоқ электромагниттік және әлсіз күштер жоғары энергияларда күшейе түседі. Ұлы бірігу энергиясы деп аталатын өте жоғары энергияда бұл үш күштің барлығы бірдей күшке ие болады, сондықтан олар біртұтас күштің әртүрлі қырлары ғана болуы мүмкін. GUT теориялары сондай-ақ бұл энергияда кварктар мен электрондар сияқты әртүрлі спині ½-ге тең материя бөлшектері де негізінен бірдей болады деп болжайды.
Ұлы бірігу энергиясының мәні нақты белгілі емес, бірақ ол кем дегенде мың миллион миллион GeV болуы керек. Қазіргі бөлшек үдеткіштері бөлшектерді шамамен жүз GeV энергиясында соқтығыстыра алады. Бірақ бөлшектерді ұлы бірігу энергиясына дейін үдете алатын машина Күн жүйесіндей үлкен болуы керек еді – және қазіргі экономикалық жағдайда оның қаржыландырылуы екіталай. Сондықтан ұлы бірігу теорияларын зертханада тікелей тексеру мүмкін емес.
Протонның ыдырауы
Ең қызықты болжамдардың бірі – кәдімгі материя массасының негізгі бөлігін құрайтын протондардың өздігінен антиэлектрондар сияқты жеңіл бөлшектерге ыдырауы мүмкін екендігі. Мұның мүмкін болу себебі – ұлы бірігу энергиясында кварк пен антиэлектрон арасында маңызды айырмашылық жоқ. Протон ішіндегі үш кварктың әдетте антиэлектрондарға айналу үшін жеткілікті энергиясы болмайды, бірақ өте сирек жағдайда олардың бірі ауысу үшін жеткілікті энергия алуы мүмкін, өйткені анықталмағандық принципі протон ішіндегі кварктардың энергиясын дәл белгілеу мүмкін емес екенін білдіреді.
Протонның ыдырау ықтималдығы соншалықты төмен, сондықтан кем дегенде миллион миллион миллион миллион миллион жыл (1-ден кейін отыз нөл) күту керек болуы мүмкін. Бұл Үлкен жарылыстан бері өткен уақыттан (шамамен он миллиард жыл) әлдеқайда көп. Дегенмен, протонның өте көп мөлшері бар материяны бақылау арқылы ыдырауды анықтау мүмкіндігін арттыруға болады.
Бірқатар осындай эксперименттер жүргізілді, бірақ олардың ешқайсысы протонның немесе нейтронның ыдырауының нақты дәлелдерін берген жоқ. Бір экспериментте сегіз мың тонна су пайдаланылды және ол Огайодағы Мортон тұз кенішінде жүргізілді. Протонның ықтимал өмір сүру ұзақтығы 10-ның 31 дәрежесі жылдан артық болуы тиіс деп есептелді. Бұл ең қарапайым ұлы бірігу теориясы болжаған уақыттан ұзағырақ.
Материя және антиматерия теңсіздігі
Біздің өміріміздің өзі бастапқыда кварктар мен антикварктардың саны тең болған жағдайдан протонның, дәлірек айтқанда, кварктардың пайда болу процесінің нәтижесі болуы мүмкін. Неліктен антикварктардан гөрі кварктар көп? Егер олардың саны бірдей болса, ерте ғаламда олардың барлығы дерлік аннигиляцияға ұшырап, материясыз, тек радиацияға толған ғаламды қалдырар еді. Онда адам өмірі дами алатын галактикалар, жұлдыздар немесе планеталар болмас еді.
1956 жылға дейін физика заңдары C, P және T деп аталатын үш бөлек symmetry (симметрия — физикалық заңдардың белгілі бір өзгерістер кезіндегі өзгеріссіздігі) түріне бағынады деп есептелді. - C симметриясы — заңдар бөлшектер мен антибөлшектер үшін бірдей. - P симметриясы — заңдар кез келген жағдай және оның айнадағы бейнесі үшін бірдей. - T симметриясы — егер барлық бөлшектердің қозғалыс бағытын кері бұрсаңыз, жүйе бұрынғы қалпына келуі керек.
1956 жылы екі американдық физик, Цзундао Ли пен Чжэньнин Янг, әлсіз күш іс жүзінде P симметриясына бағынбайды деп болжады. Яғни, әлсіз күш ғаламды оның айнадағы бейнесінен басқаша дамытады. Сол жылы олардың әріптесі Цзяньсюн Ву бұл болжамды дәлелдеді. Ли мен Янг келесі жылы Нобель сыйлығын алды. Сондай-ақ әлсіз күштің C симметриясына да бағынбайтыны анықталды. Дегенмен, әлсіз күш біріктірілген CP симметриясына бағынатын сияқты көрінді. Бірақ 1964 жылы Дж. У. Кронин мен Вэл Фитч тіпті CP симметриясының да кейбір бөлшектердің ыдырауында бұзылатынын анықтады.
Кез келген кванттық механика мен салыстырмалылық теориясына бағынатын теория әрқашан біріктірілген CPT симметриясына бағынуы тиіс деген математикалық теорема бар. Дегенмен, Кронин мен Фитч көрсеткендей, егер уақыт бағытын кері бұрмаса, ғалам өзін бірдей ұстамайды. Демек, физика заңдары T симметриясына бағынбайды. Ғалам ұлғайған сайын бұл күштер антиэлектрондардың кварктарға айналуына көбірек ықпал етуі мүмкін. Осылайша, кварктардың азғантай артықшылығы қалып, бүгінгі біз көріп отырған материяны құрады.
Ұлы бірігу теориялары гравитация күшін қамтымайды. Дегенмен, гравитациялық күштер барлық басқа күштерден басым болуы мүмкін. Сондықтан ғаламның эволюциясын гравитация анықтайды. Менің 1970 жылдардағы жұмысым осындай жұлдыздардың коллапсынан пайда болатын қара құдымдарға бағытталды. Бұл кванттық механика мен жалпы салыстырмалылық теорияларының бір-біріне қалай әсер ететіні туралы алғашқы тұспалдарға – болашақ кванттық гравитация теориясының көрінісіне алып келді.
6-ТАРАУ
ҚАРА ҚҰРДЫМДАР
«Қара құрдым» термині жақында ғана пайда болды. Оны 1969 жылы американдық ғалым Джон Уилер кем дегенде екі жүз жыл бұрын пайда болған идеяны бейнелі түрде сипаттау үшін ойлап тапты. Ол кезде жарық туралы екі теория болған: Ньютон қолдаған бірінші теория жарық бөлшектерден тұрады десе, екіншісі оны толқындардан тұрады деп есептеді. Қазір біз екі теорияның да дұрыс екенін білеміз. Кванттық механиканың толқындық-корпускулалық дуализмі (микробөлшектердің әрі толқын, әрі бөлшек қасиеттерін қатар көрсетуі) бойынша жарықты толқын ретінде де, бөлшек ретінде де қарастыруға болады. Жарық толқындардан тұрады деген теория бойынша оның гравитацияға қалай жауап беретіні түсініксіз еді. Бірақ жарық бөлшектерден тұрса, оларға да зеңбірек оқтары, ракеталар мен планеталар сияқты гравитация әсер етеді деп күтуге болар еді. Бастапқыда адамдар жарық бөлшектері шексіз жылдамдықпен қозғалады, сондықтан гравитация оларды баяулата алмайды деп ойлады, бірақ Рөмердің жарықтың шекті жылдамдықпен қозғалатынын ашуы гравитацияның маңызды әсері болуы мүмкін екенін білдірді.
Осы жорамалға сүйене отырып, 1783 жылы Кембридж оқытушысы Джон Мичелл Лондон Корольдік қоғамының «Philosophical Transactions» журналында мақала жариялады. Онда ол жеткілікті дәрежеде массивті әрі жинақы жұлдыздың гравитациялық өрісі соншалықты күшті болатынына, тіпті одан жарық та қашып шыға алмайтынына тоқталды: жұлдыз бетінен шыққан кез келген жарық тым алысқа ұзап кетпей тұрып, жұлдыздың гравитациялық тартылысымен кері қайтарылады. Мичелл мұндай жұлдыздардың саны көп болуы мүмкін деп болжады. Олардан шыққан жарық бізге жетпегендіктен біз оларды көре алмаймыз, бірақ олардың гравитациялық тартылысын сезінетін едік. Мұндай нысандарды біз қазір қара құрдымдар (кеңістік-уақыттың жарық пен материя сыртқа шыға алмайтын аймағы) деп атаймыз, өйткені олар дәл сондай: ғарыштағы қара бостықтар. Осыған ұқсас болжамды бірнеше жылдан кейін француз ғалымы Маркиз де Лаплас Мичеллден тәуелсіз түрде жасады. Бір қызығы, Лаплас бұл идеяны өзінің «Әлем жүйесі» атты кітабының тек бірінші және екінші басылымдарына ғана енгізіп, кейінгі басылымдарынан алып тастаған; бәлкім, ол мұны ақылға сыймайтын идея деп шешкен болар. (Сондай-ақ, XIX ғасырда жарықтың бөлшектік теориясы танымалдылығын жоғалтты; бәрін толқындық теориямен түсіндіруге болатын сияқты көрінді, ал толқындық теория бойынша жарыққа гравитацияның мүлдем әсер ететіні белгісіз еді).
Шын мәнінде, Ньютонның гравитация теориясында жарықты зеңбірек оқтары сияқты қарастыру толықтай сәйкес келмейді, өйткені жарық жылдамдығы тұрақты. (Жерден жоғары қарай атылған зеңбірек оғы гравитация әсерінен баяулап, соңында тоқтап, кері құлайды; алайда фотон тұрақты жылдамдықпен жоғары қарай қозғалуын жалғастыруы керек. Олай болса, Ньютондық гравитация жарыққа қалай әсер ете алады? ) Гравитацияның жарыққа қалай әсер ететіні туралы негізделген теория Эйнштейн 1915 жылы жалпы салыстырмалылық теориясын (тартылыс күшін кеңістік пен уақыттың қисықтығы ретінде түсіндіретін теория) ұсынғанға дейін пайда болған жоқ. Тіпті содан кейін де массивті жұлдыздар үшін бұл теорияның салдарлары түсінікті болғанға дейін көп уақыт өтті.
Қара құрдымның қалай пайда болатынын түсіну үшін, алдымен жұлдыздың өмірлік циклін түсінуіміз керек. Жұлдыз газдың үлкен мөлшері (негізінен сутегі) өзінің гравитациялық тартылысы әсерінен өз-өзіне шөге бастағанда пайда болады. Ол жиырылған сайын газ атомдары бір-бірімен жиірек және жоғары жылдамдықпен соқтығысады – газ қызады. Соңында газдың ыстықтығы соншалық, сутегі атомдары соқтығысқанда бір-бірінен серпілмей, оның орнына бірігіп, гелий түзеді. Басқарылатын сутегі бомбасының жарылысына ұқсайтын бұл реакцияда бөлінетін жылу жұлдызды жарқыратады. Бұл қосымша жылу газдың қысымын гравитациялық тартылысты теңестіруге жеткілікті деңгейге дейін арттырады және газ жиырылуын тоқтатады. Бұл шарға ұқсайды – шарды кеңейтуге тырысатын ішіндегі ауа қысымы мен шарды кішірейтуге тырысатын резеңкенің керілуі арасында тепе-теңдік орнайды. Жұлдыздар осылайша ұзақ уақыт бойы тұрақты болып қалады, ядролық реакциялардан бөлінген жылу гравитациялық тартылысты теңестіріп тұрады. Алайда, ақырында жұлдыздың сутегі мен басқа да ядролық отындары таусылады. Парадоксальды түрде, жұлдызда отын неғұрлым көп болса, ол соғұрлым тезірек таусылады. Себебі жұлдыз неғұрлым массивті болса, оның гравитациялық тартылысын теңестіру үшін соғұрлым жоғары температура қажет. Ал ол неғұрлым ыстық болса, отынын соғұрлым тез жұмсайды. Біздің Күннің тағы бес мың миллион жылға жуық уақытқа жететін отыны бар, бірақ одан да массивті жұлдыздар өз отынын жүз миллион жылдың ішінде-ақ тауысуы мүмкін, бұл ғаламның жасынан әлдеқайда аз. Жұлдыздың отыны таусылғанда, ол суи бастайды, демек, жиырылады. Содан кейін оның не болатыны тек 1920 жылдардың соңында ғана түсінікті болды.
1928 жылы үндістандық аспирант Субрахманьян Чандрасекар Кембриджде жалпы салыстырмалылық теориясының маманы, британдық астроном сэр Артур Эддингтонмен бірге оқу үшін Англияға аттанды. (Кейбір мәліметтер бойынша, 1920 жылдардың басында бір журналист Эддингтонға әлемде жалпы салыстырмалылықты түсінетін тек үш адам бар екенін естігенін айтқан. Эддингтон кідіріп, содан кейін: «Мен үшінші адамның кім екенін ойлап отырмын», - деп жауап берген). Үндістаннан сапары кезінде Чандрасекар жұлдыздың бүкіл отыны таусылғаннан кейін өз гравитациясына қарсы тұра алатын көлемі қандай болатынын есептеп шығарды. Идея мынадай болды: жұлдыз кішірейген кезде материя бөлшектері бір-біріне өте жақын келеді, сондықтан Паули тыйым салу принципіне (бірдей екі бөлшек бір мезетте бірдей күйде бола алмайтындығы туралы кванттық қағида) сәйкес, олардың жылдамдықтары әртүрлі болуы керек. Бұл олардың бір-бірінен алшақтауына мәжбүр етеді, осылайша жұлдызды кеңейтуге тырысады. Сондықтан жұлдыз гравитациялық тартылыс пен тыйым салу принципінен туындайтын тебіліс арасындағы тепе-теңдік арқылы тұрақты радиусты сақтай алады, бұл оның өмірінің алдыңғы кезеңіндегі гравитация мен жылудың тепе-теңдігіне ұқсас.
Алайда Чандрасекар тыйым салу принципі бере алатын тебілістің шегі бар екенін түсінді. Салыстырмалылық теориясы жұлдыздағы материя бөлшектерінің жылдамдықтары арасындағы максималды айырмашылықты жарық жылдамдығымен шектейді. Бұл жұлдыз жеткілікті дәрежеде тығыз болған кезде, тыйым салу принципінен туындаған тебіліс гравитациялық тартылыстан аз болатынын білдіреді. Чандрасекар Күн массасынан шамамен бір жарым есе үлкен суық жұлдыз өзінің гравитациясына қарсы тұра алмайтынын есептеді. (Бұл масса қазір Чандрасекар шегі (ақ еріктің болуы мүмкін ең жоғарғы массасы) ретінде белгілі). Дәл осындай жаңалықты сол уақытта орыс ғалымы Лев Давидович Ландау да ашты.
Бұл массивті жұлдыздардың соңғы тағдырына қатысты маңызды салдарларға ие болды. Егер жұлдыздың массасы Чандрасекар шегінен аз болса, ол ақырында жиырылуын тоқтатып, радиусы бірнеше мың миль және тығыздығы бір текше дюймге жүздеген тонна болатын «ақ ерік» (жоғары тығыздықтағы кішкентай жұлдыз) ретіндегі соңғы күйге ауыса алады. Ақ ерік оның құрамындағы электрондар арасындағы тыйым салу принципінің тебілісі арқылы сақталады. Біз мұндай ақ ерік жұлдыздарының көп санын бақылаймыз. Алғашқы ашылғандардың бірі — түнгі аспандағы ең жарық жұлдыз Сириустың айналасында орбитамен қозғалатын жұлдыз.
Ландау жұлдыз үшін тағы бір мүмкін болатын соңғы күй бар екенін көрсетті, оның да шекті массасы Күн массасынан шамамен бір немесе екі есе артық, бірақ ол ақ еріктен де әлдеқайда кішірек. Бұл жұлдыздар электрондар арасындағы емес, нейтрондар мен протондар арасындағы тыйым салу принципінің тебілісі арқылы сақталады. Сондықтан олар нейтрон жұлдыздары (тұтастай нейтрондардан тұратын аса тығыз жұлдыз) деп аталды. Олардың радиусы небәрі он мильдей және тығыздығы бір текше дюймге жүздеген миллион тонна болар еді. Олар алғаш болжанған кезде нейтрон жұлдыздарын бақылаудың ешқандай жолы болмаған. Олар тек әлдеқайда кейін ғана табылды.
Ал массасы Чандрасекар шегінен жоғары жұлдыздардың отыны таусылғанда үлкен мәселе туындайды. Кейбір жағдайларда олар жарылып немесе массасын шектен төмен түсіру үшін жеткілікті материяны лақтырып тастап, апатты гравитациялық коллапстан құтылуы мүмкін, бірақ жұлдыз қаншалықты үлкен болса да, бұл әрқашан орын алады деп сену қиын еді. Ол массасын азайту керектігін қайдан біледі? Тіпті әрбір жұлдыз коллапстан құтылу үшін жеткілікті массаны жоғалта алса да, ақ ерікке немесе нейтрон жұлдызына оны шектен асыратын қосымша масса қосса не болады? Ол шексіз тығыздыққа дейін шөге ме? Эддингтон бұл салдардан шошып, Чандрасекардың нәтижесіне сенуден бас тартты. Эддингтон жұлдыздың бір нүктеге дейін шөгуі мүмкін емес деп ойлады. Көптеген ғалымдардың көзқарасы осындай болды: Эйнштейннің өзі жұлдыздар нөлдік көлемге дейін кішіреймейді деп мәлімдеген мақала жазды. Басқа ғалымдардың, әсіресе оның бұрынғы ұстазы және жұлдыздар құрылымы бойынша жетекші маман Эддингтонның қарсылығы Чандрасекарды бұл жұмысты тастап, оның орнына астрономияның басқа мәселелеріне, мысалы, жұлдыз шоғырларының қозғалысына бет бұруға мәжбүр етті. Дегенмен, 1983 жылы оған Нобель сыйлығы берілгенде, бұл, ішінара болса да, оның суық жұлдыздардың шекті массасы туралы алғашқы жұмысы үшін берілді.
Чандрасекар тыйым салу принципі Чандрасекар шегінен массивті жұлдыздың коллапсын тоқтата алмайтынын көрсетті, бірақ жалпы салыстырмалылық бойынша мұндай жұлдыздың не болатынын түсіну мәселесін алғаш рет 1939 жылы жас американдық Роберт Оппенгеймер шешті. Алайда оның нәтижесі сол кездегі телескоптармен бақылауға болатын ешқандай салдар болмайтынын көрсетті. Содан кейін Екінші дүниежүзілік соғыс басталып, Оппенгеймердің өзі атом бомбасы жобасына белсене қатысты. Соғыстан кейін ғалымдардың көпшілігі атом мен оның ядросы деңгейінде не болатынына көңіл бөлгендіктен, гравитациялық коллапс мәселесі көбіне ұмытылды. Алайда 1960 жылдары заманауи технологияны қолдану арқылы астрономиялық бақылаулардың саны мен ауқымының күрт өсуіне байланысты астрономия мен космологияның ірі ауқымды мәселелеріне деген қызығушылық қайта оянды. Содан кейін Оппенгеймердің жұмысы қайта ашылып, оны бірқатар адамдар кеңейтті.
Оппенгеймердің жұмысынан бізде қазір қалыптасқан көрініс мынадай. Жұлдыздың гравитациялық өрісі кеңістік-уақыттағы жарық сәулелерінің жолдарын жұлдыз жоқ кездегі жолдарынан өзгертеді. Жарық конустары (олардың ұшынан шыққан жарық жарқылдарының кеңістік пен уақыттағы жолдарын көрсетеді) жұлдыз бетіне жақын жерде ішке қарай сәл қисаяды. Бұл күн тұтылуы кезінде байқалатын алыстағы жұлдыздар жарығының қисаюынан көрінеді. Жұлдыз жиырылған сайын оның бетіндегі гравитациялық өріс күшейіп, жарық конустары ішке қарай көбірек қисаяды. Бұл жұлдыздан жарықтың шығуын қиындатады және алыстағы бақылаушыға жарық күңгірт әрі қызылырақ болып көрінеді. Ақырында, жұлдыз белгілі бір критикалық радиусқа дейін кішірейгенде, бетіндегі гравитациялық өріс соншалықты күшті болады, жарық конустары ішке қарай қатты қисайғаны сонша, жарық бұдан былай қашып шыға алмайды (6:1 суреті).
6:1 суреті Салыстырмалылық теориясы бойынша ешнәрсе жарықтан жылдам қозғала алмайды. Сондықтан, егер жарық қашып шыға алмаса, басқа ешнәрсе де шыға алмайды; бәрі гравитациялық өріспен кері тартылады. Осылайша, алыстағы бақылаушыға жету мүмкін емес оқиғалар жиынтығы, кеңістік-уақыт аймағы пайда болады. Бұл аймақты біз қазір қара құрдым деп атаймыз. Оның шекарасы оқиғалар көкжиегі (қара құрдымның қайтып оралмайтын нүктесі немесе сыртқы шекарасы) деп аталады және ол қара құрдымнан шыға алмай қалған жарық сәулелерінің жолдарымен сәйкес келеді.
Жұлдыздың қара құрдымға айналу үшін шөгіп бара жатқанын бақыласаңыз не көретініңізді түсіну үшін салыстырмалылық теориясында абсолютті уақыт жоқ екенін есте сақтау керек. Әрбір бақылаушының өз уақыт өлшемі бар. Жұлдыздағы біреудің уақыты жұлдыздың гравитациялық өрісіне байланысты қашықтықтағы біреудің уақытынан өзгеше болады.
Шөгіп бара жатқан жұлдыздың бетіндегі батыл астронавт онымен бірге ішке қарай құлап бара жатып, өз сағаты бойынша әр секунд сайын жұлдызды айнала орбитада жүрген ғарыш кемесіне сигнал жіберіп тұрды делік. Оның сағаты бойынша белгілі бір уақытта, айталық, 11:00-де, жұлдыз критикалық радиустан төмен кішірейіп, гравитациялық өріс ешнәрсе шыға алмайтындай күшті болады және оның сигналдары бұдан былай ғарыш кемесіне жетпейді. 11:00 жақындаған сайын ғарыш кемесінен бақылап тұрған оның серіктері астронавттан келетін кезекті сигналдар арасындағы интервалдардың ұзарып бара жатқанын байқайды, бірақ бұл әсер 10:59:59-ға дейін өте аз болады. Олар астронавттың 10:59:58 сигналы мен сағаты 10:59:59-ды көрсеткенде жіберген сигналының арасында бір секундтан сәл ғана артық күтуі керек еді, бірақ 11:00 сигналын мәңгілікке күтуіне тура келеді. Астронавттың сағаты бойынша 10:59:59 бен 11:00 аралығында жұлдыз бетінен шыққан жарық толқындары ғарыш кемесінен қарағанда шексіз уақыт аралығына созылады. Ғарыш кемесіне кезекті толқындардың келу уақыты барған сайын ұзарып, жұлдыздан келетін жарық қызара түседі және күңгірттене береді. Соңында жұлдыз соншалықты күңгірт болады, оны ғарыш кемесінен көру мүмкін болмайды: қалғаны тек кеңістіктегі қара құрдым ғана болады. Алайда жұлдыз ғарыш кемесіне бұрынғы гравитациялық күшпен әсер ете береді және ол қара құрдымды айнала орбитамен қозғала береді. Бірақ бұл сценарий толығымен шындыққа жанаспайды, өйткені келесідей мәселе бар. Гравитация жұлдыздан алыстаған сайын әлсірейді, сондықтан біздің батыл астронавтымыздың аяғына түсетін гравитациялық күш оның басына түсетін күштен әрқашан үлкен болады. Күштердің бұл айырмашылығы астронавтты спагетти (гравитациялық күштердің айырмашылығы әсерінен дененің ұзынынан созылып деформациялануы) сияқты созып жібереді немесе жұлдыз оқиғалар көкжиегі пайда болатын критикалық радиусқа дейін жиырылмай тұрып-ақ оны бөлшектеп тастайды! Дегенмен, біз ғаламда галактикалардың орталық аймақтары сияқты қара құрдымдарды түзу үшін гравитациялық коллапсқа ұшырайтын әлдеқайда үлкен нысандар бар деп есептейміз; олардың біріндегі астронавт қара құрдым пайда болғанға дейін бөлшектенбейді. Шын мәнінде, ол критикалық радиусқа жеткенде ерекше ештеңе сезбейді және қайту нүктесінен оны байқамай-ақ өтіп кетуі мүмкін. Бірақ бірнеше сағат ішінде, аймақ коллапсты жалғастырған сайын, оның басы мен аяғына түсетін гравитациялық күштердің айырмашылығы соншалықты күшті болады, ол тағы да оны бөлшектеп тастайды.
Роджер Пенроуз бен менің 1965-1970 жылдар аралығында жасаған жұмысымыз жалпы салыстырмалылық бойынша қара құрдымның ішінде шексіз тығыздық пен кеңістік-уақыт қисықтығының сингулярлығы (физикалық заңдар өз күшін жоятын, тығыздық шексіздікке ұласатын нүкте) болуы тиіс екенін көрсетті. Бұл уақыттың басындағы үлкен жарылысқа ұқсайды, тек ол шөгіп бара жатқан дене мен астронавт үшін уақыттың соңы болады. Бұл сингулярлықта ғылым заңдары мен біздің болашақты болжау қабілетіміз бұзылады. Дегенмен, қара құрдымның сыртында қалған кез келген бақылаушыға бұл болжау қабілетінің жоғалуы әсер етпейді, өйткені сингулярлықтан оған жарық та, басқа да сигнал да жете алмайды. Бұл таңғажайып факт Роджер Пенроузды космостық цензура гипотезасын (жалаңаш сингулярлықтардың табиғатта болмайтындығы немесе бақыланбайтындығы туралы болжам) ұсынуға итермеледі, оны «Құдай жалаңаш сингулярлықты жек көреді» деп те айтуға болады. Басқаша айтқанда, гравитациялық коллапс нәтижесінде пайда болатын сингулярлықтар тек қара құрдымдар сияқты, олар оқиғалар көкжиегі арқылы сыртқы көзден лайықты түрде жасырылған жерлерде ғана пайда болады. Қатаң түрде айтқанда, бұл «әлсіз космостық цензура гипотезасы» деп аталады: ол қара құрдымның сыртында қалған бақылаушыларды сингулярлықта болатын болжау қабілетінің бұзылуының салдарынан қорғайды, бірақ құрдымға түсіп кеткен бейбақ астронавт үшін ештеңе істей алмайды.
Жалпы салыстырмалылық теңдеулерінің кейбір шешімдері бар, онда біздің астронавттың жалаңаш сингулярлықты көруі мүмкін: ол сингулярлыққа соқтығыспай, оның орнына «құрт іні» (кеңістік пен уақыттың әртүрлі нүктелерін жалғайтын гипотетикалық туннель) арқылы өтіп, ғаламның басқа аймағына шығуы мүмкін. Бұл кеңістік пен уақыт бойынша саяхаттауға үлкен мүмкіндіктер берер еді, бірақ, өкінішке орай, бұл шешімдердің бәрі өте тұрақсыз болуы мүмкін; астронавттың қатысуы сияқты кішігірім ауытқу оларды өзгертіп жіберуі мүмкін, соның салдарынан астронавт сингулярлықты оған соқтығысып, уақыты аяқталғанша көре алмайды. Басқаша айтқанда, сингулярлық әрқашан оның өткен шағында емес, болашағында болады. Космостық цензура гипотезасының күшті нұсқасы шынайы шешімде сингулярлықтар әрқашан не толығымен болашақта (гравитациялық коллапс сингулярлықтары сияқты), не толығымен өткен шақта (үлкен жарылыс сияқты) болуы керек деп мәлімдейді. Мен космостық цензураға қатты сенемін, сондықтан Калтехтен Кип Торн мен Джон Прескиллмен оның әрқашан орындалатынына бәс тіктім. Мен бәсте техникалық себеппен жеңілдім, өйткені өте алыстан көрінетін сингулярлығы бар шешімдердің мысалдары табылды. Сондықтан маған бәс шарты бойынша төлеуге тура келді, бұл олардың «жалаңаштығын киіндіруді» білдіретін. Бірақ мен моральдық жеңіске жеттім деп айта аламын. Жалаңаш сингулярлықтар тұрақсыз болды: кішкене ғана ауытқу олардың не жойылуына, не оқиғалар көкжиегінің артына жасырылуына әкеледі. Сондықтан олар шынайы жағдайларда кездеспейтін еді.
Оқиғалар көкжиегі — кеңістік-уақыттың қашып шығу мүмкін емес аймағының шекарасы — қара құрдымның айналасындағы бір жақты мембрана сияқты әрекет етеді: аңқау астронавттар сияқты нысандар оқиғалар көкжиегі арқылы қара құрдымға түсе алады, бірақ қара құрдымнан оқиғалар көкжиегі арқылы ешнәрсе шыға алмайды. (Оқиғалар көкжиегі қара құрдымнан қашуға тырысатын жарықтың кеңістік-уақыттағы жолы екенін және ешнәрсе жарықтан жылдам қозғала алмайтынын есте сақтаңыз). Оқиғалар көкжиегі туралы ақын Данте Тозақтың кіреберісі туралы айтқанын қайталауға болады: «Осында кіргендер, бар үмітті үзіңдер». Оқиғалар көкжиегінен өткен кез келген нәрсе немесе кез келген адам жақын арада шексіз тығыздық аймағына және уақыттың соңына жетеді.
Жалпы салыстырмалылық қозғалыстағы ауыр нысандардың гравитациялық толқындар (кеңістік қисықтығындағы жарық жылдамдығымен таралатын тербелістер), яғни жарық жылдамдығымен таралатын кеңістік қисықтығының толқындарын тудыратынын болжайды. Бұлар электромагниттік өрістің тербелістері болып табылатын жарық толқындарына ұқсас, бірақ оларды анықтау әлдеқайда қиын. Оларды еркін қозғалатын көршілес нысандар арасындағы қашықтықтың өте аз өзгеруі арқылы бақылауға болады. Қазіргі уақытта Америка Құрама Штаттарында бірқатар детекторлар жасалуда.
Еуропада және Жапонияда он миль қашықтықтағы атом ядросынан да кіші, яғни бір секстиллионнан бір бөлікке тең (артында жиырма бір нөлі бар 1) немесе одан да аз ығысуларды өлшейтін детекторлар жасалып жатыр.
Жарық сияқты, гравитациялық толқындар (кеңістік-уақыт матасының тербелісі) өздерін шығаратын нысандардан энергияны алып кетеді. Сондықтан массивті нысандар жүйесі уақыт өте келе қозғалмайтын күйге түседі деп күтуге болады, өйткені кез келген қозғалыстағы энергия гравитациялық толқындардың шығуымен таралып кетеді. (Бұл суға тығын тастағанмен бірдей: ол алдымен қатты теңселеді, бірақ толқындар оның энергиясын алып кеткен сайын, ол ақырында тыныш күйге енеді. ) Мысалы, Жердің Күн айналасындағы орбитасымен қозғалуы гравитациялық толқындар тудырады. Энергияны жоғалту әсерінен Жердің орбитасы біртіндеп өзгереді, ол Күнге жақындай түседі, соңында онымен соқтығысып, тыныш күйге орнығады. Жер мен Күн жағдайындағы энергияны жоғалту қарқыны өте төмен — шамамен шағын электр жылытқышын жұмыс істетуге ғана жетеді. Бұл Жердің Күнге құлауы үшін шамамен бір секстиллион жыл қажет дегенді білдіреді, сондықтан алаңдауға негіз жоқ! Жер орбитасының өзгеруі бақылау үшін тым баяу, бірақ дәл осы әсер соңғы бірнеше жылда PSR 1913 + 16 (радио толқындардың тұрақты импульстерін шығаратын жұлдыздық жүйе) деп аталатын жүйеде байқалды. Бұл жүйе бір-бірін айнала қозғалатын екі нейтрондық жұлдыздан тұрады және олардың гравитациялық толқындар шығару арқылы жоғалтқан энергиясы оларды бір-біріне қарай спираль бойымен жақындата түседі. Жалпы салыстырмалылық теориясының бұл расталуы 1993 жылы Дж. Х. Тейлор мен Р. А. Халсқа Нобель сыйлығын алып берді. Олардың соқтығысуы үшін шамамен үш жүз миллион жыл керек. Соқтығысу алдында олар соншалықты жылдам айналады, тіпті LIGO (гравитациялық толқындарды анықтайтын обсерватория) сияқты детекторлар сезе алатындай жеткілікті гравитациялық толқындар шығарады.
Жұлдыздың қара құрдымға айналуы кезіндегі гравитациялық коллапс барысында қозғалыстар әлдеқайда жылдам болар еді, сондықтан энергияның таралу жылдамдығы да жоғары болады. Олай болса, ол стационарлық күйге тез жетеді. Бұл соңғы кезең қалай көрінуі мүмкін? Ол өзін түзген жұлдыздың барлық күрделі сипаттамаларына — оның массасы мен айналу жылдамдығына ғана емес, сонымен қатар жұлдыздың әртүрлі бөліктерінің тығыздығына және жұлдыз ішіндегі газдардың күрделі қозғалыстарына байланысты болады деп болжауға болар еді. Егер қара құрдымдар оларды құраған нысандар сияқты алуан түрлі болса, жалпы қара құрдымдар туралы қандай да бір болжам жасау өте қиын болар еді.
Дегенмен, 1967 жылы канадалық ғалым Вернер Израэль (Берлинде туып, Оңтүстік Африкада өскен және Ирландияда докторлық дәрежесін алған) қара құрдымдарды зерттеуде төңкеріс жасады. Израэль жалпы салыстырмалылық теориясына сәйкес, айналмайтын қара құрдымдар өте қарапайым болуы тиіс екенін көрсетті; олар мінсіз сфералық пішінді болды, олардың өлшемі тек массасына ғана байланысты болды және массасы бірдей кез келген екі қара құрдым бірдей болды. Оларды шын мәнінде 1917 жылдан бері белгілі Эйнштейн теңдеулерінің нақты шешімімен сипаттауға болады, оны Карл Шварцшильд жалпы салыстырмалылық теориясы ашылғаннан кейін көп ұзамай тапқан болатын. Бастапқыда көптеген адамдар, соның ішінде Израэльдің өзі де, қара құрдымдар мінсіз сфералық болуы керек болғандықтан, қара құрдым тек мінсіз сфералық нысанның коллапсынан ғана пайда болуы мүмкін деп есептеді. Кез келген нақты жұлдыз — ешқашан мінсіз сфералық болмайды — сондықтан ол тек жалаңаш сингулярлық (оқиғалар көкжиегімен қоршалмаған сингулярлық) түзу үшін ғана коллапсқа ұшырай алады.
Алайда, Израэльдің нәтижесіне Роджер Пенроуз бен Джон Уилер жақтаған басқаша түсініктеме болды. Олар жұлдыздың коллапсы кезіндегі жылдам қозғалыстардың нәтижесінде шығатын гравитациялық толқындар оны барған сайын сфералық ете түседі және ол стационарлық күйге жеткенде, ол дәл сфералық болады деп дәлелдеді. Бұл көзқарас бойынша, айналмайтын кез келген жұлдыз, оның пішіні мен ішкі құрылымы қаншалықты күрделі болса да, гравитациялық коллапстан кейін мінсіз сфералық қара құрдымға айналады, оның өлшемі тек массасына байланысты болады. Кейінгі есептеулер бұл көзқарасты қолдады және ол көп ұзамай жалпы қабылданды.
Израэльдің нәтижесі тек айналмайтын денелерден түзілген қара құрдымдарға қатысты болды. 1963 жылы жаңа зеландиялық Рой Керр айналатын қара құрдымдарды сипаттайтын жалпы салыстырмалылық теңдеулерінің шешімдер жиынтығын тапты. Бұл «Керр» қара құрдымдары тұрақты жылдамдықпен айналады, олардың өлшемі мен пішіні тек массасына және айналу жылдамдығына байланысты. Егер айналу нөлге тең болса, қара құрдым мінсіз дөңгелек болады және бұл шешім Шварцшильд шешімімен бірдей болады. Егер айналу нөлден өзгеше болса, қара құрдым экваторына жақын жерде сыртқа қарай шығыңқы болады (Жер немесе Күн өздерінің айналуына байланысты шығыңқы болатыны сияқты) және ол неғұрлым жылдам айналса, соғұрлым көбірек шығыңқы болады. Осылайша, Израэльдің нәтижесін айналатын денелерді қамтитындай кеңейту үшін қара құрдым түзуге коллапсталатын кез келген айналатын дене ақыр соңында Керр шешімімен сипатталатын стационарлық күйге келеді деген болжам жасалды. 1970 жылы Кембридждегі әріптесім әрі зерттеуші студент Брэндон Картер бұл болжамды дәлелдеудің алғашқы қадамын жасады. Ол стационарлық айналатын қара құрдымның зырылдауық сияқты симметрия осі болса, оның өлшемі мен пішіні тек оның массасына және айналу жылдамдығына байланысты болатынын көрсетті. Содан кейін 1971 жылы мен кез келген стационарлық айналатын қара құрдымның шынымен де осындай симметрия осі болатынын дәлелдедім. Соңында, 1973 жылы Лондонның Кингс колледжіндегі Дэвид Робинсон Картердің және менің нәтижелерімді қолдана отырып, болжамның дұрыстығын көрсетті: мұндай қара құрдым шынымен де Керр шешімі болуы керек еді. Сондықтан гравитациялық коллапстан кейін қара құрдым айналатын, бірақ пульсация жасамайтын күйге келуі керек. Сонымен қатар, оның өлшемі мен пішіні оны түзуге коллапстаған дененің табиғатына емес, тек массасы мен айналу жылдамдығына байланысты болады. Бұл нәтиже: «Қара құрдымның шашы жоқ» деген қағидамен танымал болды. «Шашсыздық» теоремасы үлкен практикалық маңызға ие, өйткені ол қара құрдымдардың мүмкін түрлерін айтарлықтай шектейді. Сондықтан қара құрдымдары болуы мүмкін нысандардың егжей-тегжейлі үлгілерін жасауға және үлгілердің болжамдарын бақылаулармен салыстыруға болады. Бұл сондай-ақ қара құрдым пайда болған кезде коллапстаған дене туралы ақпараттың өте үлкен көлемі жоғалуы керек дегенді білдіреді, өйткені кейіннен біз ол дене туралы тек оның массасы мен айналу жылдамдығын ғана өлшей аламыз. Мұның маңыздылығы келесі тарауда қарастырылады.
Қара құрдымдар — ғылым тарихында оның дұрыстығына бақылаулардан ешқандай дәлел болмай тұрып, теориясы математикалық модель ретінде егжей-тегжейлі жасалған санаулы жағдайлардың бірі. Шындығында, бұл қара құрдымдарға қарсыластардың негізгі уәжі болатын: жалғыз дәлелі жалпы салыстырмалылықтың күмәнді теориясына негізделген есептеулер болып табылатын нысандарға қалай сенуге болады? Алайда, 1963 жылы Калифорниядағы Паломар обсерваториясының астрономы Маартен Шмидт 3C273 (радиокөздердің үшінші Кембридж каталогындағы 273-нөмірлі көз) деп аталатын радио толқындар көзі бағытындағы әлсіз жұлдыз тәрізді нысанның қызыл ығысуын өлшеді. Ол мұның гравитациялық өрістен туындау үшін тым үлкен екенін тапты: егер бұл гравитациялық қызыл ығысу болса, нысан соншалықты массивті және бізге соншалықты жақын болуы керек еді, ол Күн жүйесіндегі планеталардың орбиталарын бұзар еді. Бұл қызыл ығысудың орнына Ғаламның кеңеюінен туындағанын көрсетті, бұл өз кезегінде нысанның өте алыс қашықтықта орналасқанын білдірді. Ал мұндай үлкен қашықтықтан көріну үшін нысан өте жарық болуы керек, басқаша айтқанда, ол орасан зор энергия шығаруы тиіс. Адамдардың ойына келген мұндай үлкен энергия мөлшерін өндіретін жалғыз механизм — жұлдыздың ғана емес, бүкіл галактиканың орталық аймағының гравитациялық коллапсы болып көрінді. Осыған ұқсас басқа да бірқатар «квази-жұлдызды нысандар» немесе квазарлар табылды, олардың барлығында үлкен қызыл ығысулар бар. Бірақ олардың барлығы тым алыс және сондықтан қара құрдымдардың нақты дәлелдерін келтіру үшін оларды бақылау тым қиын.
Қара құрдымдардың бар екеніне қосымша демеу 1967 жылы Кембридж зерттеушісі Джоселин Белл-Бернеллдің аспанда радио толқындардың жүйелі импульстерін шығаратын нысандарды ашуымен келді. Бастапқыда Белл мен оның жетекшісі Энтони Хьюиш галактикадағы бөгде өркениетпен байланыс орнатқан болуымыз мүмкін деп ойлады! Шынында да, олар өз жаңалықтарын жариялаған семинарда табылған алғашқы төрт көзді LGM 1 – 4 деп атағаны есімде, LGM «Кішкентай жасыл адамдар» (Little Green Men) дегенді білдіреді. Алайда, ақыр соңында, олар және басқалар бұл пульсарлар деп аталған нысандар шын мәнінде өздерінің магниттік өрістері мен қоршаған заттар арасындағы күрделі әрекеттесу салдарынан радио толқындардың импульстерін шығаратын айналатын нейтрондық жұлдыздар деген онша романтикалық емес тұжырымға келді. Бұл ғарыштық вестерн жазушылары үшін жаман жаңалық болды, бірақ сол кезде қара құрдымдарға сенетін біздер сияқты азғантай топ үшін өте үмітті болды: бұл нейтрондық жұлдыздардың бар екендігінің алғашқы оң дәлелі еді. Нейтрондық жұлдыздың радиусы шамамен он миль, бұл жұлдыз қара құрдымға айналатын критикалық радиустан бірнеше есе ғана үлкен. Егер жұлдыз осындай кішкентай өлшемге дейін коллапстала алса, басқа жұлдыздар бұдан да кіші өлшемге дейін коллапсталып, қара құрдымға айналуы мүмкін деп күту қисынды.
Қара құрдымды қалай анықтауға болады, өйткені оның анықтамасы бойынша ол ешқандай жарық шығармайды? Бұл көмір жертөлесінен қара мысықты іздеумен бірдей сияқты көрінуі мүмкін. Бақытымызға орай, бір жолы бар. Джон Мичелл 1783 жылғы алғашқы мақаласында атап өткендей, қара құрдым әлі де жақын маңдағы нысандарға гравитациялық күш жұмсайды. Астрономдар екі жұлдыз бір-бірін гравитациямен тартып, бір-бірін айнала қозғалатын көптеген жүйелерді бақылады. Олар сондай-ақ кейбір көрінбейтін серігін айналып жүрген бір ғана көрінетін жұлдызы бар жүйелерді де байқайды. Әрине, серігі қара құрдым деп бірден қорытынды жасауға болмайды: ол жай ғана көруге тым әлсіз жұлдыз болуы мүмкін. Дегенмен, Cygnus X-1 (Аққу X-1) деп аталатын жүйе сияқты кейбір жүйелер де рентген сәулелерінің күшті көздері болып табылады.
6:2-сурет
Бұл құбылыстың ең жақсы түсіндірмесі — көрінетін жұлдыздың бетісен заттардың ұшып шығуы. Ол көрінбейтін серігіне қарай құлаған кезде спиральды қозғалысқа ие болады (ваннадан ағып жатқан су сияқты) және ол қатты қызып, рентген сәулелерін шығарады.
6:3-сурет
6:3-сурет
Бұл механизм жұмыс істеуі үшін көрінбейтін нысан ақ ертегі (өте тығыз, кішірейген жұлдыз), нейтрондық жұлдыз немесе қара құрдым сияқты өте кішкентай болуы керек. Көрінетін жұлдыздың бақыланатын орбитасынан көрінбейтін нысанның ең төменгі ықтимал массасын анықтауға болады. Cygnus X-l жағдайында бұл Күн массасынан шамамен алты есе көп, бұл Чандрасекар нәтижесі бойынша көрінбейтін нысанның ақ ертегі болуы үшін тым үлкен. Ол сондай-ақ нейтрондық жұлдыз болу үшін де өте үлкен масса. Сондықтан ол қара құрдым болуы тиіс сияқты.
Cygnus X-1-ді қара құрдымсыз түсіндіретін басқа да үлгілер бар, бірақ олардың барлығы шындыққа жанаспайды. Қара құрдым бақылаулардың жалғыз табиғи түсіндірмесі болып көрінеді. Осыған қарамастан, мен Калифорния технологиялық институтынан Кип Торнмен Cygnus X-1-де шын мәнінде қара құрдым жоқ деп бәстестім! Бұл мен үшін сақтандыру полисінің бір түрі болды. Мен қара құрдымдар бойынша көп жұмыс жасадым және егер қара құрдымдар жоқ болып шықса, бәрі бекер болар еді. Бірақ ол жағдайда мен бәсте жеңіп, жұбаныш ретінде Private Eye журналының төрт жылдық жазылымын алар едім. Шын мәнінде, 1975 жылы бәстескен кезден бастап Cygnus X-1 жағдайы көп өзгермесе де, қазір қара құрдымдардың пайдасына басқа да көптеген бақылау дәлелдері бар, сондықтан мен бәсте жеңілгенімді мойындадым. Мен белгіленген айыппұлды төледім, ол Киптің либералды әйелін ашуландырған Penthouse журналының бір жылдық жазылымы еді.
Қазір бізде біздің галактикадағы және Магеллан бұлттары деп аталатын екі көршілес галактикадағы Cygnus X-1 сияқты жүйелерде тағы бірнеше қара құрдымдардың бар екендігі туралы дәлелдер бар. Дегенмен, қара құрдымдардың саны әлдеқайда көп екені анық; Ғаламның ұзақ тарихында көптеген жұлдыздар барлық ядролық отынын жағып, коллапсқа ұшырауы тиіс еді. Қара құрдымдардың саны тіпті біздің галактиканың өзінде жүз миллиардқа жуықтайтын көрінетін жұлдыздардың санынан да көп болуы мүмкін. Мұндай көптеген қара құрдымдардың қосымша гравитациялық тартылысы біздің галактиканың неліктен қазіргі жылдамдықпен айналатынын түсіндіре алады: көрінетін жұлдыздардың массасы бұны түсіндіру үшін жеткіліксіз. Сондай-ақ біздің галактиканың орталығында массасы Күннен шамамен жүз мың есе үлкен әлдеқайда үлкен қара құрдым бар екендігі туралы кейбір дәлелдер бар. Галактикадағы осы қара құрдымға тым жақын келген жұлдыздар олардың жақын және алыс жақтарындағы гравитациялық күштердің айырмашылығынан бөлшектеніп кетеді. Олардың қалдықтары мен басқа жұлдыздардан бөлінген газ қара құрдымға қарай құлайды. Cygnus X-l жағдайындағыдай, газ спираль бойымен ішке қарай айналып, қызады, бірақ бұл жағдайдағыдай қатты емес. Ол рентген сәулелерін шығаратындай қызып кетпейді, бірақ ол галактика орталығында бақыланатын радио толқындар мен инфрақызыл сәулелердің өте жинақы көзін түсіндіре алады.
Осыған ұқсас, бірақ бұдан да үлкен, массасы Күн массасынан шамамен жүз миллион есе үлкен қара құрдымдар квазарлардың орталығында болады деп есептеледі. Мысалы, Хаббл телескопымен M87 галактикасын бақылаулар оның орталығында Күн массасынан екі миллиард есе үлкен нысанның айналасында айналып тұрған ені 130 жарық жылы болатын газ дискісі бар екенін көрсетеді. Бұл тек қара құрдым болуы мүмкін. Мұндай супермассивті қара құрдымға құлайтын заттар бұл нысандар шығаратын орасан зор энергияны түсіндіре алатын жалғыз қуат көзі болар еді. Зат қара құрдымға спираль бойымен енген сайын, ол қара құрдымды сол бағытта айналдырып, оның Жердікіне ұқсас магниттік өрісін тудырады. Құлаған зат арқылы қара құрдымның жанында өте жоғары энергиялы бөлшектер пайда болады. Магниттік өріс соншалықты күшті болады, ол бұл бөлшектерді қара құрдымның айналу осі бойымен, яғни оның солтүстік және оңтүстік полюстері бағытында атылатын жеттерге (қара құрдым полюстерінен атылатын бөлшектер ағыны) шоғырландыра алады. Мұндай жеттер бірқатар галактикалар мен квазарларда шынымен бақыланады. Сондай-ақ массасы Күннен әлдеқайда аз қара құрдымдардың болу мүмкіндігін қарастыруға болады. Мұндай қара құрдымдар гравитациялық коллапс нәтижесінде түзіле алмайды, өйткені олардың массалары Чандрасекар масса шегінен төмен: мұндай аз массалы жұлдыздар ядролық отыны таусылғанда да гравитация күшіне қарсы тұра алады. Аз массалы қара құрдымдар тек зат өте үлкен сыртқы қысыммен орасан зор тығыздыққа дейін сығылған жағдайда ғана түзілуі мүмкін. Мұндай жағдайлар өте үлкен сутегі бомбасында орын алуы мүмкін: физик Джон Уилер бірде әлемдегі барлық мұхиттардағы ауыр суды алса, ортасында қара құрдым түзілетіндей затты қатты сығатын сутегі бомбасын жасауға болатынын есептеген. (Әрине, оны бақылайтын ешкім қалмас еді! ) Нақтырақ мүмкіндік — мұндай аз массалы қара құрдымдар ерте Ғаламның жоғары температурасы мен қысымында түзілуі мүмкін еді. Қара құрдымдар ерте Ғалам мінсіз тегіс және біртекті болмаған жағдайда ғана түзілетін еді, өйткені тек орташа тығыздықтан жоғары шағын аймақ қана осы жолмен қара құрдым түзу үшін сығылуы мүмкін еді. Бірақ біз кейбір біркелкі еместіктердің болуы тиіс екенін білеміз, әйтпесе Ғаламдағы заттар қазіргі дәуірде жұлдыздар мен галактикаларға жиналмай, әлі де мінсіз біркелкі таралған болар еді.
Жұлдыздар мен галактикалардың пайда болуына қажетті біркелкі еместіктердің қаншалықты «алғашқы» (Ғаламның ең бастапқы кезеңінде пайда болған) қара құрдымдардың түзілуіне әкелгені ерте Ғаламдағы жағдайлардың егжей-тегжейіне байланысты. Сондықтан, егер біз қазір қанша алғашқы қара құрдым бар екенін анықтай алсақ, Ғаламның өте ерте кезеңдері туралы көп нәрсені білер едік. Массасы миллиард тоннадан асатын (үлкен таудың массасы) алғашқы қара құрдымдарды олардың басқа көрінетін заттарға немесе Ғаламның кеңеюіне тигізетін гравитациялық әсері арқылы ғана анықтауға болады. Дегенмен, келесі тарауда білетініміздей, қара құрдымдар шын мәнінде оншалықты қара емес: олар ыстық дене сияқты жарқырайды және олар неғұрлым кіші болса, соғұрлым қаттырақ жарқырайды. Осылайша, парадоксальды түрде, кішкентай қара құрдымдарды анықтау үлкендерге қарағанда оңайырақ болуы мүмкін!
7-ТАРАУ
ҚАРА ҚҰРДЫМДАР ОНШАЛЫҚТЫ ҚАРА ЕМЕС
1970 жылға дейін менің жалпы салыстырмалылық бойынша зерттеулерім негізінен Үлкен жарылыс (Ғаламның пайда болу нүктесі) сингулярлығының болған-болмағаны туралы мәселеге арналды. Алайда, сол жылдың қараша айында бір кеште, қызым Люси дүниеге келгеннен кейін көп ұзамай, ұйықтауға жатқанда қара құрдымдар туралы ойлана бастадым. Менің мүгедектігім бұл процесті өте баяулатады, сондықтан менің уақытым көп болды. Ол уақытта кеңістік-уақыттың қай нүктелері қара құрдымның ішінде, қайсысы сыртында орналасқаны туралы нақты анықтама болған жоқ. Мен Роджер Пенроузбен қара құрдымды үлкен қашықтыққа қашып құтылу мүмкін емес оқиғалар жиынтығы ретінде анықтау идеясын талқылаған болатынмын, бұл қазір жалпы қабылданған анықтама. Бұл қара құрдымның шекарасы, оқиғалар көкжиегі (жарық та қашып шыға алмайтын қара құрдым шекарасы), қара құрдымнан қашып құтыла алмай, мәңгілік жиекте қалып қойған жарық сәулелерінен түзілетінін білдіреді (7:1-сурет). Бұл полициядан қашып бара жатып, олардан бір қадам алда болуға тырысқанмен, бірақ толық құтылып кете алмағанмен бірдей!
7:1-сурет
Кенеттен мен бұл жарық сәулелерінің жолдары ешқашан бір-біріне жақындай алмайтынын түсіндім. Егер олар жақындаса, ақыр соңында бір-біріне соқтығысуы керек. Бұл полициядан қарама-қарсы бағытта қашып бара жатқан басқа біреуді кездестіргенмен бірдей — екеуіңіз де ұсталасыздар! (Немесе, бұл жағдайда, қара құрдымға құлайсыздар. ) Бірақ егер бұл жарық сәулелерін қара құрдым жұтып қойса, онда олар қара құрдымның шекарасында бола алмас еді. Сондықтан жарық сәулелерінің жолдары...
Оқиғалар көкжиегінің (жарық пен материя сыртқа шыға алмайтын қара құрдымның шекарасы) сәулелері әрқашан бір-біріне параллель немесе бір-бірінен алыстап қозғалуы тиіс. Бұны көрудің тағы бір жолы — қара құрдымның шекарасы болып табылатын оқиғалар көкжиегі, төніп келе жатқан ажалдың көлеңкесінің шеті іспетті. Егер сіз Күн сияқты өте алыс қашықтықтағы дереккөзден түскен көлеңкеге қарасаңыз, оның жиегіндегі жарық сәулелерінің бір-біріне жақындамайтынын көресіз.
Егер қара құрдымның шекарасын құрайтын жарық сәулелері ешқашан бір-біріне жақындаспаса, оқиғалар көкжиегінің ауданы уақыт өте келе өзгеріссіз қалуы немесе артуы мүмкін, бірақ ол ешқашан азаймайды. Себебі, ауданның азаюы шекарадағы кем дегенде кейбір жарық сәулелерінің бір-біріне жақындауы керек екенін білдірер еді. Шын мәнінде, қара құрдымға материя немесе радиация түскен сайын оның ауданы артып отырады (7:2 сурет).
7:2 және 7:3 суреттер
Немесе егер екі қара құрдым соқтығысып, бір қара құрдымға біріксе, соңғы пайда болған қара құрдымның оқиғалар көкжиегінің ауданы бастапқы екі қара құрдымның оқиғалар көкжиегі аудандарының қосындысынан үлкен немесе оған тең болады (7:3 сурет). Оқиғалар көкжиегі ауданының бұл кемімейтін қасиеті қара құрдымдардың ықтимал әрекеттеріне маңызды шектеу қойды. Мен өз жаңалығыма сондай қатты толқығанымнан, сол түні ұйықтай алмадым. Келесі күні Роджер Пенроузға қоңырау шалдым. Ол менімен келісті. Меніңше, ол шын мәнінде бұл аудан қасиетінен хабардар болған еді. Дегенмен, ол қара құрдымның сәл өзгеше анықтамасын қолданып жүрген болатын. Ол екі анықтама бойынша қара құрдымның шекаралары бірдей болатынын, демек, қара құрдым уақыт өте келе өзгермейтін қалыпты күйге түскен жағдайда олардың аудандары да бірдей болатынын түсінбеген еді.
Қара құрдым ауданының кемімейтін сипаты энтропия (жүйенің ретсіздік дәрежесінің өлшемі) деп аталатын физикалық шаманың мінез-құлқына өте ұқсас болды. Егер заттар өз еркіне қалдырылса, ретсіздіктің артуына бейім болатыны — күнделікті өмірден белгілі тәжірибе. (Бұны көру үшін үйдегі жөндеу жұмыстарын тоқтатсаңыз болғаны! ) Біз ретсіздіктен тәртіп орнаты аламыз (мысалы, үйді бояу арқылы), бірақ бұл күш немесе энергия шығынын талап етеді, осылайша қолжетімді реттелген энергия мөлшерін азайтады.
Бұл идеяның дәл тұжырымдамасы термодинамиканың екінші заңы ретінде белгілі. Ол оқшауланған жүйенің энтропиясы әрқашан артатынын және екі жүйе біріктірілгенде, біріккен жүйенің энтропиясы жеке жүйелердің энтропияларының қосындысынан көп болатынын айтады.
Мысалы, қораптағы газ молекулаларының жүйесін қарастырайық. Молекулаларды бір-бірімен үнемі соқтығысатын және қораптың қабырғаларынан серпілетін кішкентай бильярд шарлары ретінде елестетуге болады. Газдың температурасы неғұрлым жоғары болса, молекулалар соғұрлым тез қозғалады, демек, олар қораптың қабырғаларымен жиірек әрі қаттырақ соқтығысады және қабырғаларға соғұрлым үлкен сыртқы қысым түсіреді. Айталық, бастапқыда молекулалардың барлығы қалқа арқылы қораптың сол жағында ғана тұрды делік. Егер қалқа алынып тасталса, молекулалар таралып, қораптың екі жартысын да иеленуге бейім болады. Кейінірек олар кездейсоқ түрде барлығы оң жақ жартысында немесе қайтадан сол жағында жиналуы мүмкін, бірақ екі жартыда шамамен тең санның болу ықтималдығы өте жоғары. Мұндай күй барлық молекулалар бір жартысында болған бастапқы күйге қарағанда аз реттелген немесе көбірек ретсіз болып табылады. Сондықтан газдың энтропиясы жоғарылады деп айтылады.
Сол сияқты, біреуінде оттегі молекулалары, екіншісінде азот молекулалары бар екі қораптан бастайық. Егер екі қорапты біріктіріп, олардың арасындағы қабырғаны алып тастаса, оттегі мен азот молекулалары араласа бастайды. Кейінірек ең ықтимал күй — екі қораптың ішіндегі оттегі мен азот молекулаларының біркелкі қоспасы болады. Бұл күй екі бөлек қораптың бастапқы күйіне қарағанда аз реттелген, демек, көбірек энтропияға ие болады.
Термодинамиканың екінші заңы Ньютонның гравитация заңы сияқты басқа ғылыми заңдарға қарағанда біршама өзгеше мәртебеге ие, өйткені ол әрқашан емес, тек басым көпшілік жағдайларда ғана орындалады. Бірінші қораптағы барлық газ молекулаларының кейінірек қораптың тек бір жартысында табылу ықтималдығы миллиондаған миллионнан бір ғана жағдай, бірақ бұл болуы мүмкін.
Дегенмен, егер маңында қара құрдым болса, екінші заңды бұзудың біршама оңай жолы бар сияқты көрінеді: энтропиясы көп материяны, мысалы, газ толтырылған қорапты қара құрдымға тастасаңыз болды. Қара құрдымнан тысқары жердегі материяның жалпы энтропиясы төмендейді. Әрине, қара құрдымның ішіндегі энтропияны қосқанда жалпы энтропия азайған жоқ деп айтуға болар еді, бірақ қара құрдымның ішіне қараудың ешқандай жолы болмағандықтан, біз ондағы материяның қаншалықты энтропияға ие екенін көре алмаймыз.
Сондықтан қара құрдымның сыртындағы бақылаушылар оның энтропиясын біле алатын және қара құрдымға энтропиясы бар материя түскен сайын артып отыратын қандай да бір ерекшелігі болса жақсы болар еді. Жоғарыда сипатталғандай, қара құрдымға материя түскен сайын оқиғалар көкжиегінің ауданы артатыны анықталғаннан кейін, Принстонның Якоб Бекенштейн есімді зерттеуші студенті оқиғалар көкжиегінің ауданы қара құрдым энтропиясының өлшемі болып табылады деп болжады. Энтропиясы бар материя қара құрдымға түскенде, оның оқиғалар көкжиегінің ауданы өседі, осылайша қара құрдымнан тыс материяның энтропиясы мен көкжиектер ауданының қосындысы ешқашан азаймайды. Бұл ұсыныс термодинамиканың екінші заңының көптеген жағдайларда бұзылуына жол бермейтін сияқты көрінді.
Алайда, мұнда бір өлімге соқтыратын қателік бар еді. Егер қара құрдымның энтропиясы болса, онда оның температурасы да болуы керек. Бірақ белгілі бір температурасы бар дене белгілі бір жылдамдықпен радиация шығаруы тиіс. Күнделікті өмірден белгілі тәжірибе: егер отта темір көсірені қыздырса, ол қып-қызыл болып жанады және радиация шығарады, бірақ температурасы төмен денелер де радиация шығарады; біз оны әдетте байқамаймыз, себебі оның мөлшері өте аз. Бұл радиация екінші заңның бұзылуын болдырмау үшін қажет. Сонымен, қара құрдымдар радиация шығаруы керек. Бірақ қара құрдымдар өз анықтамасы бойынша ештеңе шығармауы тиіс нысандар болып табылады.
Сондықтан қара құрдымның оқиғалар көкжиегінің ауданын оның энтропиясы ретінде қарастыруға болмайтын сияқты көрінді. 1972 жылы мен Брэндон Картермен және американдық әріптесім Джим Бардинмен бірге мақала жаздым, онда біз энтропия мен оқиғалар көкжиегінің ауданы арасында көптеген ұқсастықтар болғанымен, осындай айқын әрі жойқын қиындық бар екенін атап өттік. Мен бұл мақаланы жазу кезінде ішінара Бекенштейнге деген кейістігім себеп болғанын мойындауым керек, өйткені ол менің оқиғалар көкжиегі ауданының артуы туралы жаңалығымды дұрыс пайдаланбады деп есептедім. Дегенмен, соңында ол өзі күтпеген түрде негізінен дұрыс айтқаны белгілі болды.
1973 жылы қыркүйекте Мәскеуге барғанымда, кеңестік екі жетекші маман — Яков Зельдович пен Александр Старобинскиймен қара құрдымдарды талқыладым. Олар мені кванттық механиканың анықсыздық принципіне (физикалық шамалардың мәндерін бір мезетте шексіз дәлдікпен білу мүмкін еместігі) сәйкес, айналатын қара құрдымдар бөлшектер жасап, оларды шығаруы тиіс екеніне сендірді. Мен олардың уәждеріне физикалық тұрғыдан сендім, бірақ олардың бұл шығарындыны есептеудегі математикалық жолы маған ұнамады. Сондықтан мен жақсырақ математикалық тәсіл ойлап табуға кірістім және оны 1973 жылдың қараша айының соңында Оксфордтағы бейресми семинарда сипаттадым. Ол кезде мен шын мәнінде қанша мөлшерде бөлшек шығарылатынын анықтау үшін есептеулер жүргізбеген едім. Мен тек Зельдович пен Старобинский айналатын қара құрдымдардан болады деп болжаған радиацияны ғана табамын деп күткен едім.
Алайда, мен есептеулер жүргізген кезде, өзімді таңғалдырған және ренжіткен жайт — тіпті айналмайтын қара құрдымдар да бөлшектерді тұрақты жылдамдықпен жасап, шығарып тұруы керек екенін анықтадым. Бастапқыда мен бұл сәуле шығару мен қолданған жуықтаулардың бірінің дұрыс еместігін білдіреді деп ойладым. Егер Бекенштейн бұл туралы білсе, оны қара құрдымдардың энтропиясы туралы өзінің идеяларын қолдау үшін қосымша дәлел ретінде пайдаланады деп қорықтым, ал ол идеялар маған әлі де ұнамайтын еді. Дегенмен, бұл туралы неғұрлым көп ойланған сайын, жуықтаулар шын мәнінде дұрыс болуы керек сияқты көріне берді.
Бірақ мені бұл сәуле шығарудың шын екеніне ақыр соңында сендірген нәрсе — шығарылатын бөлшектердің спектрі ыстық дененің спектрімен дәлме-дәл келуі және қара құрдым екінші заңның бұзылуын болдырмау үшін дәл қажетті жылдамдықпен бөлшектер шығарып жатқаны болды. Содан бері бұл есептеулерді басқа адамдар бірнеше түрлі формада қайталады. Олардың барлығы қара құрдым бөлшектер мен радиацияны тек қара құрдымның массасына ғана тәуелді болатын температурасы бар ыстық дене сияқты шығаруы керек екенін растайды: масса неғұрлым жоғары болса, температура соғұрлым төмен болады.
Оқиғалар көкжиегінің ішінен ештеңе қашып құтыла алмайтынын біле тұра, қара құрдым қалайша бөлшектер шығаратын болып көрінеді? Кванттық теорияның айтуынша, жауап — бөлшектер қара құрдымның ішінен емес, қара құрдымның оқиғалар көкжиегінің сыртындағы «бос» кеңістіктен келеді! Біз мұны былай түсіне аламыз: біз «бос» деп санайтын кеңістік мүлдем бос бола алмайды, өйткені бұл гравитациялық және электромагниттік өрістер сияқты барлық өрістер дәл нөлге тең болуы керек дегенді білдірер еді. Алайда, өрістің мәні мен оның уақыт бойынша өзгеру жылдамдығы бөлшектің орны мен жылдамдығы сияқты: анықсыздық принципі осы шамалардың бірін неғұрлым дәл білсеңіз, екіншісін соғұрлым аз дәлдікпен біле алатыныңызды білдіреді.
Демек, бос кеңістікте өріс дәл нөлге бекітіле алмайды, өйткені ол кезде оның нақты мәні де (нөл), нақты өзгеру жылдамдығы да (сонымен бірге нөл) болар еді. Өріс мәнінде белгілі бір минималды анықсыздық немесе кванттық флуктуациялар (өріс мәнінің кездейсоқ ауытқулары) болуы тиіс. Бұл ауытқуларды қандай да бір уақытта бірге пайда болатын, бір-бірінен алыстап, содан кейін қайтадан бірігіп, бірін-бірі жоятын (аннигиляция) жарық немесе гравитация бөлшектерінің жұптары ретінде елестетуге болады. Бұл бөлшектер Күннің гравитациялық күшін тасымалдайтын бөлшектер сияқты виртуалды бөлшектер (тікелей бақыланбайтын, бірақ физикалық әсері бар қысқа ғұмырлы бөлшектер) болып табылады: нақты бөлшектерден айырмашылығы, оларды бөлшек детекторымен тікелей бақылау мүмкін емес. Дегенмен, олардың жанама әсерлерін, мысалы, атомдардағы электрон орбиталары энергиясының азғантай өзгерістерін өлшеуге болады және олар теориялық болжамдармен таңқаларлық дәлдікпен сәйкес келеді. Анықсыздық принципі сонымен қатар электрондар немесе кварктар сияқты материя бөлшектерінің ұқсас виртуалды жұптары болатынын болжайды. Бұл жағдайда жұптың бір мүшесі бөлшек, ал екіншісі антибөлшек болады (жарық пен гравитацияның антибөлшектері бөлшектермен бірдей).
Энергия ештеңеден пайда болмайтындықтан, бөлшек/антибөлшек жұбындағы серіктестердің бірі оң энергияға, ал екінші серіктесі теріс энергияға ие болады. Теріс энергиясы бар бөлшек қысқа ғұмырлы виртуалды бөлшек болуға мәжбүр, өйткені нақты бөлшектер қалыпты жағдайда әрқашан оң энергияға ие болады. Сондықтан ол өз серіктесін тауып, онымен аннигиляциялануы (жойылуы) керек. Алайда, массивті денеге жақын орналасқан нақты бөлшектің энергиясы алыстағыға қарағанда азырақ болады, өйткені оны дененің гравитациялық тартылысына қарсы алысқа көтеру үшін энергия қажет болады. Әдетте бөлшектің энергиясы бәрібір оң болады, бірақ қара құрдымның ішіндегі гравитациялық өріс сондай күшті, тіпті нақты бөлшектің де сол жерде теріс энергиясы болуы мүмкін.
Сондықтан, егер қара құрдым бар болса, теріс энергиясы бар виртуалды бөлшектің қара құрдымға түсіп, нақты бөлшекке немесе антибөлшекке айналуы мүмкін. Бұл жағдайда оған енді өз серіктесімен аннигиляцияланудың қажеті жоқ. Оның тастанды серіктесі де қара құрдымға түсуі мүмкін. Немесе оң энергияға ие бола отырып, ол қара құрдымның маңынан нақты бөлшек немесе антибөлшек ретінде қашып құтылуы мүмкін (7:4 сурет).
7:4 сурет
Алыстағы бақылаушыға ол қара құрдымнан шығарылған сияқты болып көрінеді. Қара құрдым неғұрлым кіші болса, теріс энергиясы бар бөлшек нақты бөлшекке айналғанға дейінгі қашықтық соғұрлым қысқа болады, демек, шығарылу жылдамдығы мен қара құрдымның айқын температурасы соғұрлым жоғары болады.
Сыртқа шығатын радиацияның оң энергиясы қара құрдымға теріс энергиялы бөлшектердің ағынымен теңестіріледі. Эйнштейннің E = mc² теңдеуі бойынша (мұндағы E — энергия, m — масса, ал c — жарық жылдамдығы), энергия массаға пропорционал. Сондықтан қара құрдымға теріс энергия ағыны оның массасын азайтады. Қара құрдым массасын жоғалтқан сайын оның оқиғалар көкжиегінің ауданы кішірейеді, бірақ қара құрдым энтропиясының бұл азаюы шығарылатын радиацияның энтропиясымен артығымен өтеледі, сондықтан екінші заң ешқашан бұзылмайды.
Сонымен қатар, қара құрдымның массасы неғұрлым аз болса, оның температурасы соғұрлым жоғары болады. Сондықтан қара құрдым массасын жоғалтқан сайын оның температурасы мен бөлшек шығару жылдамдығы артады, демек, ол массасын тезірек жоғалтады. Қара құрдымның массасы ақыр соңында өте кішірейгенде не болатыны әлі толық түсінікті емес, бірақ ең қисынды болжам — ол миллиондаған сутегі бомбасының жарылысына тең соңғы алапат жарқылмен толық жойылып кетеді.
Массасы Күннен бірнеше есе үлкен қара құрдымның температурасы абсолютті нөлден тек бір градустың он миллионнан бір бөлігіне ғана жоғары болады. Бұл ғаламды толтырып тұрған микротолқынды радиацияның температурасынан (абсолютті нөлден шамамен 2,7º жоғары) әлдеқайда төмен, сондықтан мұндай қара құрдымдар өздері сіңіретін мөлшерден де аз радиация шығарады.
Егер ғалам мәңгілікке кеңеюге жазылған болса, микротолқынды радиацияның температурасы ақыр соңында мұндай қара құрдымның температурасынан төмендейді, содан кейін ол массасын жоғалта бастайды. Бірақ, сонда да оның температурасы сондай төмен болар еді, оның толық булануы үшін шамамен миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион жыл (соңында алпыс алты нөлі бар 1) қажет болады. Бұл ғаламның жасынан әлдеқайда ұзақ, ол небары он немесе жиырма мың миллион жыл (соңында он нөлі бар 1 немесе 2).
Екінші жағынан, 6-тарауда айтылғандай, ғаламның өте алғашқы кезеңдеріндегі біркелкі еместіктің коллапсынан (қысылуынан) пайда болған массасы әлдеқайда кіші примордиальды қара құрдымдар (ғаламның алғашқы кезеңінде пайда болған ежелгі қара құрдымдар) болуы мүмкін. Мұндай қара құрдымдардың температурасы әлдеқайда жоғары болар еді және олар радиацияны әлдеқайда үлкен жылдамдықпен шығарар еді. Бастапқы массасы миллиард тонна болатын примордиальды қара құрдымның өмір сүру ұзақтығы шамамен ғаламның жасына тең болар еді. Бастапқы массасы бұл көрсеткіштен аз примордиальды қара құрдымдар қазірдің өзінде толығымен буланып кеткен болар еді, бірақ массасы сәл үлкеніректері әлі күнге дейін Рентген сәулелері мен гамма-сәулелері түрінде радиация шығарып жатқан болар еді. Бұл Рентген және гамма-сәулелері жарық толқындары сияқты, бірақ толқын ұзындығы әлдеқайда қысқа. Мұндай тесіктер «қара» деген атауға әрең лайық: олар шын мәнінде аппақ болып қызып тұрады және шамамен он мың мегаватт жылдамдықпен энергия бөледі.
Осындай бір қара құрдым он ірі электр станциясын жүргізе алар еді, егер біз оның қуатын игере алсақ. Бірақ бұл өте қиын болар еді: қара құрдымның массасы таудың массасындай болғанымен, ол дюймнің миллионнан бір бөлігінен де аз көлемге, яғни атом ядросының өлшеміндей жерге сығылған болар еді! Егер сізде жер бетінде осындай қара құрдымдардың бірі болса, оның еденнен өтіп, жердің орталығына қарай құлауын тоқтатудың ешқандай жолы болмас еді. Ол жердің ортасынан ары-бері өтіп, соңында орталықта орныққанша тербелер еді. Сондықтан мұндай қара құрдымды орналастырып, ол шығаратын энергияны пайдалануға болатын жалғыз орын — жердің айналасындағы орбита болар еді. Ал оны жер орбитасына шығарудың жалғыз жолы — есекке сәбіз көрсеткен сияқты, оның алдына үлкен массаны сүйреп апару арқылы өзіне тарту болар еді. Бұл өте практикалық ұсыныс болып көрінбейді, кем дегенде жақын болашақта.
Бірақ біз бұл примордиальды қара құрдымдардың сәуле шығаруын игере алмасақ та, оларды бақылау мүмкіндігіміз қандай? Біз примордиальды қара құрдымдар өз өмірінің көп бөлігінде шығаратын гамма-сәулелерін іздей алар едік. Көбісінің радиациясы алыс болғандықтан өте әлсіз болса да, олардың барлығынан келетін жалпы жиынтық анықталуы мүмкін. Біз мұндай гамма-сәулелік фонды шынымен бақылаймыз: 7:5 суретте бақыланатын қарқындылықтың әртүрлі жиіліктерде (секундына толқындар саны) қалай ерекшеленетіні көрсетілген.
Дегенмен, бұл фон примордиальды қара құрдымдардан басқа процестер арқылы туындаған болуы мүмкін және солай болуы да ықтимал. 7:5 суреттегі нүктелі сызық, егер әрбір текше жарық жылында орташа есеппен 300 қара құрдым болса, примордиальды қара құрдымдар шығаратын гамма-сәулелері үшін қарқындылықтың жиілікке байланысты қалай өзгеруі керектігін көрсетеді. Сондықтан гамма-сәулелік фонды бақылаулар примордиальды қара құрдымдар үшін ешқандай оң дәлел келтірмейді деп айтуға болады, бірақ олар бізге ғаламдағы әрбір текше жарық жылында орташа есеппен 300-ден артық қара құрдым болуы мүмкін еместігін айтады. Бұл шектеу примордиальды қара құрдымдар ғаламдағы материяның ең көп дегенде миллионнан бір бөлігін ғана құрай алатынын білдіреді.
7:5-сурет
Алғашқы қара құрдымдар (ғаламның ең ерте кезеңінде, материяның жоғары тығыздығынан пайда болған гипотетикалық нысандар) өте сирек болғандықтан, олардың біреуі бізге гамма-сәулелерінің жеке көзі ретінде бақылайтындай жақын болуы екіталай болып көрінуі мүмкін. Бірақ гравитация алғашқы қара құрдымдарды кез келген материяға қарай тартатындықтан, олар галактикалардың ішінде және айналасында әлдеқайда жиі кездесуі тиіс. Гамма-сәулелік фон бізге әлемнің әр куб жарық жылында орташа есеппен 300-ден астам алғашқы қара құрдым болуы мүмкін емес екенін айтқанымен, ол біздің жеке галактикамызда олардың қаншалықты жиі кездесетіні туралы ештеңе айтпайды. Егер олар, айталық, осыдан миллион есе жиі кездессе, онда бізге ең жақын қара құрдым шамамен мың миллион шақырым қашықтықта, яғни ең алыс белгілі планета — Плутон сияқты қашықтықта болар еді. Мұндай қашықтықта, тіпті қуаты он мың мегаватт болса да, қара құрдымның тұрақты сәулеленуін анықтау әлі де өте қиын болар еді. Алғашқы қара құрдымды бақылау үшін, бір апта сияқты қисынды уақыт аралығында бір бағыттан келетін бірнеше гамма-кванттарды (энергияның ең кіші үлесі) тіркеу керек. Әйтпесе, олар жай ғана фонның бір бөлігі болып көрінуі мүмкін. Бірақ Планктың кванттық принципі бізге әрбір гамма-кванттың энергиясы өте жоғары екенін айтады, өйткені гамма-сәулелерінің жиілігі өте жоғары, сондықтан тіпті он мың мегаватт сәуле шығару үшін көп квант қажет емес. Плутон қашықтығынан келетін осы санаулы кванттарды бақылау үшін осы уақытқа дейін жасалғандардан әлдеқайда үлкен гамма-сәуле детекторы қажет болар еді. Сонымен қатар, детектор ғарышта болуы тиіс, өйткені гамма-сәулелері атмосферадан өте алмайды.
Әрине, егер Плутон сияқты жақын жердегі қара құрдым өмірінің соңына жетіп, жарылып кетсе, оның соңғы сәулелену жарқылын анықтау оңай болар еді. Бірақ егер қара құрдым соңғы он немесе жиырма миллиард жыл бойы сәуле шығарып келсе, оның өмірінің соңы өткендегі немесе болашақтағы бірнеше миллион жылда емес, дәл алдағы бірнеше жылда келу ықтималдығы өте аз! Сондықтан, зерттеу грантыңыз таусылғанша жарылысты көрудің нақты мүмкіндігіне ие болу үшін, шамамен бір жарық жылы қашықтықтағы кез келген жарылыстарды анықтаудың жолын табу керек еді. Іс жүзінде, ғарыштан келетін гамма-сәулелерінің жарқылдарын бастапқыда ядролық сынақтарға тыйым салу туралы келісімнің бұзылуын қадағалау үшін жасалған спутниктер анықтады. Мұндай жарқылдар айына шамамен он алты рет болып тұратын сияқты және аспан бойынша бағыттары біркелкі таралған. Бұл олардың Күн жүйесінен тыс жерден келетінін көрсетеді, әйтпесе біз олардың планеталар орбиталарының жазықтығына қарай шоғырлануын күтер едік. Біркелкі таралу сонымен қатар бұл көздердің біздің галактикада бізге өте жақын екенін немесе галактикадан тыс космологиялық қашықтықта екенін білдіреді. Соңғы жағдайда, жарқылдарды түсіндіру үшін қажетті энергия кішкентай қара құрдымдар шығаратын энергиядан тым жоғары болар еді, бірақ егер бұл көздер галактикалық ауқымда жақын болса, олар жарылып жатқан қара құрдымдар болуы мүмкін. Мен бұл оқиғаның осылай болғанын өте қалар едім, бірақ гамма-сәулелік жарқылдардың басқа да ықтимал түсіндірмелері бар екенін мойындауым керек, мысалы, соқтығысқан нейтронтық жұлдыздар (өте тығыз жұлдыздық қалдықтар). Алдағы бірнеше жылдағы жаңа бақылаулар, әсіресе LIGO (гравитациялық толқындар обсерваториясы) сияқты гравитациялық толқын детекторлары бізге гамма-сәулелік жарқылдардың шығу тегін анықтауға мүмкіндік беруі тиіс.
Алғашқы қара құрдымдарды іздеу нәтиже бермесе де, бұл бізге ғаламның өте ерте кезеңдері туралы маңызды ақпарат береді. Егер ерте ғалам хаосты немесе ретсіз болса, немесе материяның қысымы төмен болса, онда гамма-сәулелік фон бақылауларымыз белгілеген шектен әлдеқайда көп алғашқы қара құрдымдар пайда болады деп күтілетін еді. Тек ерте ғалам өте тегіс және біркелкі болып, қысымы жоғары болған жағдайда ғана бақыланатын алғашқы қара құрдымдардың жоқтығын түсіндіруге болады.
Қара құрдымдардан сәуле шығу идеясы осы ғасырдың екі ұлы теориясына — жалпы салыстырмалылық пен кванттық механикаға негізделген болжамның алғашқы үлгісі болды. Бұл идея басында көптеген қарсылық тудырды, өйткені ол қалыптасқан көзқарасты өзгертті: «Қара құрдым қалайша бірдеңе шығара алады? » Мен Разерфорд-Эплтон зертханасында өткен конференцияда есептеулерімнің нәтижелерін алғаш жариялағанда, оны жалпы сенімсіздікпен қарсы алды. Менің сөзімнің соңында сессия төрағасы, Лондондағы Корольдік колледжден Джон Г. Тейлор мұның бәрі сандырақ екенін мәлімдеді. Ол тіпті осы мазмұнда мақала да жазды. Дегенмен, соңында көптеген адамдар, соның ішінде Джон Тейлор да, егер жалпы салыстырмалылық пен кванттық механика туралы біздің басқа идеяларымыз дұрыс болса, қара құрдымдар ыстық денелер сияқты сәуле шығаруы керек деген қорытындыға келді. Осылайша, біз әлі алғашқы қара құрдымды таба алмасақ та, егер тапсақ, ол көптеген гамма-сәулелері мен рентген сәулелерін шығаруы керек деген жалпы келісім бар.
Қара құрдымдардан сәуле шығуы гравитациялық коллапстың біз бұрын ойлағандай түпкілікті және қайтымсыз емес екенін білдіретін сияқты. Егер астронавт қара құрдымға түссе, оның массасы артады, бірақ түбінде сол артық массаның энергиялық эквиваленті ғаламға сәулелену түрінде қайтарылады. Осылайша, белгілі бір мағынада астронавт «қайта өңделеді». Алайда, бұл нашар мәңгілік болар еді, өйткені астронавт үшін кез келген жеке уақыт түсінігі ол қара құрдымның ішінде бөлшектеніп кеткенде аяқталары анық! Тіпті қара құрдымнан кейін бөлінетін бөлшектердің түрлері астронавтты құраған бөлшектерден өзгеше болады: астронавттан аман қалатын жалғыз белгі — оның массасы немесе энергиясы болады.
Мен қара құрдымдардың сәулеленуін есептеу үшін қолданған жуықтаулар қара құрдымның массасы граммның бір бөлігінен үлкен болғанда жақсы жұмыс істеуі керек. Дегенмен, қара құрдымның өмірінің соңында, оның массасы өте азайғанда, бұл заңдылықтар бұзылады. Ең ықтимал нәтиже — қара құрдым біздің ғалам аймағынан жоғалып кетіп, өзімен бірге астронавтты және оның ішіндегі кез келген сингулярлықты (физика заңдары шексіздікке жететін нүкте) ала кетеді. Бұл кванттық механика жалпы салыстырмалылық болжаған сингулярлықтарды жоюы мүмкін екендігінің алғашқы ишарасы болды. Дегенмен, 1974 жылы мен және басқа адамдар қолданған әдістер кванттық гравитацияда сингулярлықтардың пайда болатын-болмайтыны сияқты сұрақтарға жауап бере алмады. Сондықтан 1975 жылдан бастап мен Ричард Фейнманның «тарихтар қосындысы» идеясына негізделген кванттық гравитацияға неғұрлым қуатты тәсілді дамыта бастадым. Бұл тәсіл ғаламның шығу тегі мен тағдыры туралы ұсынатын жауаптары келесі екі тарауда сипатталады. Біз белгісіздік принципі біздің барлық болжамдарымыздың дәлдігіне шектеулер қойғанымен, сонымен бірге кеңістік-уақыт сингулярлығында болатын іргелі болжап білмеушілікті жоюы мүмкін екенін көреміз.
8-ТАРАУ
ҒАЛАМНЫҢ ШЫҒУ ТЕГІ ЖӘНЕ ТАҒДЫРЫ
Эйнштейннің жалпы салыстырмалылық теориясы кеңістік-уақыт Үлкен жарылыс (ғаламның бастауы болған оқиға) сингулярлығынан басталып, не Үлкен қысылу (ғаламның кері жиырылуы) сингулярлығымен (егер бүкіл ғалам қайта жиырылса), не қара құрдымның ішіндегі сингулярлықпен аяқталады деп болжады. Қара құрдымға түскен кез келген материя сингулярлықта жойылып, оның сыртында тек оның массасының гравитациялық әсері ғана сезіледі. Екінші жағынан, кванттық әсерлер ескерілгенде, материяның массасы немесе энергиясы ақыр соңында ғаламға қайтарылатыны және қара құрдымның буланып, ақырында жоғалып кететіні анықталды. Кванттық механика Үлкен жарылыс пен Үлкен қысылу сингулярлықтарына да осындай драмалық әсер ете ала ма? Гравитациялық өрістер кванттық әсерлерді елемеуге болмайтындай күшті болатын ғаламның өте ерте немесе кеш кезеңдерінде не болады? Шын мәнінде ғаламның бастауы немесе соңы бар ма?
1970-ші жылдар бойы мен негізінен қара құрдымдарды зерттедім, бірақ 1981 жылы Ватиканда иезуиттер ұйымдастырған космология (ғаламның пайда болуы мен дамуын зерттейтін ғылым) конференциясына қатысқанда қызығушылығым қайта оянды. Католик шіркеуі Галилеймен үлкен қателік жіберген болатын. Енді, ғасырлар өткен соң, ол космология бойынша кеңес беру үшін сарапшыларды шақыруды ұйғарды. Конференция соңында Рим Папасы бізге ғаламның Үлкен жарылыстан кейінгі эволюциясын зерттеуге болатынын, бірақ Үлкен жарылыстың өзін зерттемеуіміз керектігін айтты, өйткені бұл Жаратылыс сәті, демек, Құдайдың ісі. Сол кезде мен баяндамамның тақырыбын — кеңістік-уақыттың бастауы болмаған болуы мүмкін екендігін білмегеніне қуандым. Менің Галилейдің тағдырын бөлісуге ниетім болмады, онымен өзімді қатты ұқсастырамын, бұған ішінара оның өлімінен тура 300 жыл өткен соң дүниеге келгенім де себеп!
«Ыстық Үлкен жарылыс моделін» түсіну үшін ғалам кеңейген сайын ондағы кез келген материя немесе радиация суитынын білу қажет. (Ғаламның өлшемі екі есе артқанда, оның температурасы екі есе төмендейді. ) Температура бөлшектердің орташа энергиясының өлшемі болғандықтан, бұл сууы материяға үлкен әсер етеді. Өте жоғары температурада бөлшектер соншалықты жылдам қозғалады, сондықтан олар тартылыс күштерінен қашып құтыла алады, бірақ олар суыған сайын бірге жинала бастайды. Сонымен қатар, бөлшектердің түрлері де температураға байланысты болады. Жоғары температурада соқтығысудан көптеген бөлшек/антибөлшек жұптары пайда болады. Алайда, төмен температурада бұл жұптар баяу өндіріледі және бөлшектердің жойылу жылдамдығы өндіру жылдамдығынан жоғары болады.
Үлкен жарылыстың өзінде ғалам шексіз ыстық болды деп есептеледі. Бірақ ол кеңейген сайын температура төмендеді. Бір секундтан кейін ол шамамен он мың миллион градусқа дейін төмендеді. Бұл уақытта ғаламда негізінен фотондар, электрондар және нейтринолар (өте жеңіл, заряды жоқ элементар бөлшектер) және олардың антибөлшектері, сонымен бірге кейбір протондар мен нейтрондар болды. Температура төмендеген сайын, электрондар мен антиэлектрондардың көпшілігі бір-бірін жойып, фотондар түзеді. Алайда, нейтринолар бір-бірін жоймайды, сондықтан олар бүгінгі күнге дейін сақталуы тиіс. Егер нейтринолардың массасы болса, олар ғаламның кеңеюін тоқтатып, оны қайта жиырылуына мәжбүр ететін «қара материяның» бір түрі болуы мүмкін.
Үлкен жарылыстан шамамен жүз секундтан кейін температура бір миллиард градусқа дейін төмендеді. Бұл температурада протондар мен нейтрондар дейтерий (ауыр сутегі) ядроларын түзу үшін біріге бастайды. Содан кейін олар гелий ядроларын, сондай-ақ литий мен бериллийдің аз мөлшерін түзеді. Ыстық Үлкен жарылыс моделінде протондар мен нейтрондардың төрттен бірі гелий ядроларына айналғанын есептеуге болады. Қалған нейтрондар протондарға — қарапайым сутегі ядроларына ыдырайды.
Ғаламның бұл ыстық ерте кезеңі туралы идеяны Джордж Гамов 1948 жылы Ральф Альфермен бірге ұсынды. Гамов авторлар тізімін грек әліпбиі (альфа, бета, гамма) сияқты «Альфер, Бете, Гамов» ету үшін Ханс Бетеді есімін қосуға көндірді! Олар ерте ғаламнан келетін радиация әлі күнге дейін сақталуы тиіс және оның температурасы абсолютті нөлден бірнеше градусқа ғана жоғары болады деген болжам жасады. Пензиас пен Вилсон 1965 жылы тапқан радиация дәл осы болатын. Қазіргі есептеулер біз бақылап отырған нәтижелермен өте жақсы сәйкес келеді, бұл Үлкен жарылыстан кейінгі бір секундқа дейінгі көріністің дұрыстығына сенім береді.
Бірнеше сағат ішінде гелийдің түзілуі тоқтады. Одан кейін миллион жыл бойы ғалам жай ғана кеңейе берді. Температура бірнеше мың градусқа дейін төмендегенде, электрондар мен ядролар атомдарды құрау үшін бірікті. Тығыздығы жоғары аймақтарда кеңею баяулап, гравитацияның әсерінен қайта жиырылу басталды. Жиырылған аймақтар айнала бастап, ақырында диск тәрізді айналмалы галактикалар пайда болды. Айналуға ие болмаған аймақтар эллипстік галактикаларға айналды.
Уақыт өте келе галактикалардағы газ бұлттары өз гравитациясының әсерінен ыдырап, жұлдыздар пайда болды. Олар сутегіні гелийге айналдырып, жылу мен жарық шығарады. Неғұрлым ауыр жұлдыздар сутегін тез тауысып, гелийді көміртек немесе оттегі сияқты ауыр элементтерге айналдыра бастайды. Ақыр соңында жұлдыздың орталық аймақтары нейтрондық жұлдыз немесе қара құрдымға айналады. Сыртқы аймақтары кейде асқын жаңа жұлдыз (өте қуатты жұлдыз жарылысы) ретінде жарылып, ауыр элементтерді ғарышқа таратады. Біздің Күн осындай қалдықтардан түзілген екінші немесе үшінші буын жұлдызы болып табылады. Сол газ бен ауыр элементтерден Жер сияқты планеталар да құралды.
Жер бастапқыда өте ыстық және атмосферасыз болды. Уақыт өте келе ол суып...
Атмосфера тау жыныстарынан бөлінген газдардың әсерінен қалыптасты. Бұл ертедегі атмосфера біз өмір сүре алмайтын орта еді. Онда оттегі болған жоқ, бірақ біз үшін улы көптеген басқа газдар, мысалы, күкіртсутек (шіріген жұмыртқаның иісін шығаратын газ) көп болды. Дегенмен, мұндай жағдайларда дами алатын басқа да қарапайым тіршілік формалары бар. Олар мұхиттарда, бәлкім, атомдардың кездейсоқ тіркесуінен макромолекулалар (көптеген атомдардан тұратын ірі құрылымдар) деп аталатын үлкен құрылымдарға айналуы нәтижесінде пайда болған деп есептеледі. Бұл құрылымдар мұхиттағы басқа атомдарды өздеріне ұқсас құрылымдарға жинауға қабілетті болды. Осылайша олар өздігінен көбейіп, саны артты. Кейбір жағдайларда көбею барысында қателіктер кетіп отырды. Көбінесе бұл қателіктер жаңа макромолекуланың өзін-өзі қайталай алмауына әкеліп, соңында оның жойылуымен аяқталатын. Дегенмен, бірнеше қателіктер нәтижесінде өзін-өзі көбейтуге бұрынғыдан да бейім жаңа макромолекулалар пайда болды. Осылайша олар артықшылыққа ие болып, бастапқы макромолекулаларды ығыстыра бастады. Осы жолмен эволюция процесі басталып, ол барған сайын күрделі, өздігінен көбейетін организмдердің дамуына әкелді. Алғашқы қарапайым тіршілік иелері әртүрлі материалдарды, соның ішінде күкіртсутекті тұтынып, оттегін бөліп шығарды. Бұл бірте-бірте атмосфераның құрамын бүгінгі күйіне өзгертті және балықтар, бауырымен жорғалаушылар, сүтқоректілер, ең соңында адамзат сияқты жоғары тіршілік формаларының дамуына мүмкіндік берді.
Әлемнің өте ыстық күйден басталып, кеңейген сайын салқындағандығы туралы бұл көрініс бүгінгі таңда бізде бар барлық бақылау деректеріне сәйкес келеді. Соған қарамастан, ол бірқатар маңызды сұрақтарды жауапсыз қалдырады:
Неліктен ертедегі Әлем соншалықты ыстық болды? Неліктен Әлем үлкен масштабта соншалықты біркелкі? Неліктен ол кеңістіктің барлық нүктелерінде және барлық бағыттарда бірдей көрінеді? Атап айтқанда, неліктен біз әртүрлі бағыттарға қараған кезде микротолқынды фондық сәулеленудің температурасы бірдей болып шығады? Бұл бір топ студентке емтихан сұрағын қойғанмен бірдей. Егер олардың барлығы бірдей жауап берсе, олардың бір-бірімен сөйлескеніне сенімді бола аласыз. Дегенмен, жоғарыда сипатталған модельде Үлкен жарылыстан бері жарықтың бір алыс аймақтан екіншісіне жетуіне уақыт жетпес еді, тіпті ертедегі Әлемде бұл аймақтар бір-біріне жақын болса да. Салыстырмалылық теориясына сәйкес, егер жарық бір аймақтан екіншісіне жете алмаса, онда ешқандай басқа ақпарат та жете алмайды. Сондықтан, егер қандай да бір түсініксіз себеппен олар бірдей температурадан басталмаса, ертедегі Әлемнің әртүрлі аймақтарының бірдей температураға ие болуының ешқандай жолы болмас еді. Неліктен Әлем кеңеюдің критикалық жылдамдығына соншалықты жақын қарқынмен басталды? Бұл жылдамдық қайта жиырылатын модельдерді мәңгі кеңейетін модельдерден бөліп тұрады. Неліктен тіпті қазір, он миллиард жыл өтсе де, ол әлі де критикалық жылдамдыққа жақын қарқынмен кеңеюде? Егер Үлкен жарылыстан бір секунд өткенде кеңею жылдамдығы тіпті жүз квадриллионнан бір бөлікке ғана аз болса, Әлем қазіргі өлшеміне жетпей тұрып-ақ қайта жиырылып қалар еді. Әлемнің үлкен масштабта біркелкі және біртекті екендігіне қарамастан, онда жұлдыздар мен галактикалар сияқты жергілікті біркелкі еместіктер бар. Олар ертедегі Әлемнің бір аймағы мен екінші аймағы арасындағы тығыздықтың азғантай айырмашылығынан дамыған деп есептеледі. Бұл тығыздық ауытқуларының (флуктуацияларының) шығу тегі қандай?
Жалпы салыстырмалылық теориясы өздігінен бұл ерекшеліктерді түсіндіре алмайды немесе бұл сұрақтарға жауап бере алмайды, өйткені ол Әлем Үлкен жарылыс сингулярлығында шексіз тығыздықтан басталды деп болжайды. Сингулярлық нүктесінде жалпы салыстырмалылық және барлық басқа физика заңдары өз күшін жояды: сингулярлықтан не шығатынын болжау мүмкін емес. Бұрын түсіндірілгендей, бұл Үлкен жарылысты және оған дейінгі кез келген оқиғаларды теориядан алып тастауға болатынын білдіреді, өйткені олар біз бақылайтын нәрселерге әсер ете алмайды. Кеңістік-уақыттың шекарасы — Үлкен жарылыста бастауы болар еді.
Ғылым белгісіздік принципі белгілеген шектерде, егер біз Әлемнің кез келген уақыттағы күйін білсек, оның уақыт өте келе қалай дамитынын көрсететін заңдар жиынтығын ашқан сияқты. Бұл заңдарды бастапқыда Құдай бекіткен болуы мүмкін, бірақ ол Әлемді содан бері осы заңдарға сәйкес дамуға қалдырған және қазір оған араласпайтын сияқты. Бірақ ол Әлемнің бастапқы күйін немесе конфигурациясын қалай таңдады? Уақыттың басындағы «шекаралық шарттар» қандай болды?
Мүмкін болатын жауаптардың бірі — Құдай Әлемнің бастапқы конфигурациясын біз түсіне алмайтын себептермен таңдады деу. Бұл, әрине, құдіретті Иенің қолынан келер еді, бірақ егер ол оны осындай түсініксіз жолмен бастаған болса, неге ол оны біз түсіне алатын заңдарға сәйкес дамытуды жөн көрді? Ғылымның бүкіл тарихы оқиғалардың ерікті түрде болмайтынын, керісінше олардың белгілі бір негізгі тәртіпті көрсететінін бірте-бірте түсіну болды, ол тәртіп құдайдың шабытынан туындауы да, туындамауы да мүмкін. Бұл тәртіп тек заңдарға ғана емес, сонымен бірге Әлемнің бастапқы күйін анықтайтын кеңістік-уақыт шекарасындағы шарттарға да қолданылуы керек деп болжау табиғи нәрсе. Әртүрлі бастапқы шарттары бар, бірақ бәрі заңдарға бағынатын Әлемнің көптеген модельдері болуы мүмкін. Біздің Әлемімізді бейнелеу үшін бір бастапқы күйді, демек бір модельді таңдап алатын қандай да бір принцип болуы тиіс.
Осындай мүмкіндіктердің бірі хаостық шекаралық шарттар (бастапқы күй кездейсоқ таңдалатын шарттар) деп аталады. Бұл шарттар Әлемнің кеңістікте шексіз екенін немесе шексіз көп әлемдер бар екенін тұспалдайды. Хаостық шекаралық шарттар кезінде Үлкен жарылыстан кейін кеңістіктің кез келген белгілі бір аймағын кез келген берілген конфигурацияда табу ықтималдығы, қандай да бір мағынада, оны кез келген басқа конфигурацияда табу ықтималдығымен бірдей: Әлемнің бастапқы күйі таза кездейсоқ таңдалады. Бұл ертедегі Әлемнің өте хаосты және ретсіз болуы ықтимал екенін білдіреді, өйткені Әлем үшін тегіс және реттелген конфигурацияларға қарағанда хаосты және ретсіз конфигурациялар әлдеқайда көп. (Егер әрбір конфигурация бірдей ықтимал болса, Әлемнің хаосты және ретсіз күйден басталуы ықтимал, себебі олардың саны әлдеқайда көп). Мұндай хаосты бастапқы шарттардың бүгінгі таңда біздікі сияқты үлкен масштабта тегіс және реттелген Әлемге қалай әкелгенін түсіну қиын. Сондай-ақ мұндай модельдегі тығыздық ауытқулары гамма-сәулелік фонды бақылау арқылы белгіленген жоғарғы шектен әлдеқайда көп алғашқы қара дымқылдардың пайда болуына әкеледі деп күтілуші еді.
Егер Әлем шынымен кеңістікте шексіз болса немесе шексіз көп әлемдер болса, онда бір жерде тегіс және біркелкі басталған кейбір үлкен аймақтар болуы мүмкін. Бұл баспа машинкаларын тоқылдатып жатқан маймылдардың танымал тобына ұқсайды — олардың жазғандарының көбі сандырақ болады, бірақ өте сирек жағдайда кездейсоқ олар Шекспирдің сонеттерінің бірін теріп шығуы мүмкін. Сол сияқты, Әлем жағдайында да біз кездейсоқ тегіс және біркелкі болып шыққан аймақта өмір сүріп жатқан болуымыз мүмкін бе? Бір қарағанда, бұл өте екіталай болып көрінуі мүмкін, өйткені мұндай тегіс аймақтар хаосты және ретсіз аймақтардан әлдеқайда аз болар еді. Дегенмен, тек тегіс аймақтарда ғана галактикалар мен жұлдыздар түзіліп, біз сияқты «Әлем неге соншалықты тегіс? » деген сұрақты қоюға қабілетті күрделі өзін-өзі көбейтетін организмдердің дамуы үшін жағдайлар дұрыс болды делік. Бұл антроптық принцип (Әлем біз бақылай алатындай қалыпта болуы тиіс деген ұстаным) деп аталатын ұғымды қолданудың мысалы болып табылады, оны «Біз Әлемді осындай күйінде көреміз, өйткені біз бармыз» деп түсіндіруге болады.
Антроптық принциптің екі нұсқасы бар: әлсіз және күшті. Әлсіз антроптық принцип кеңістікте және/немесе уақытта үлкен немесе шексіз Әлемде саналы тіршіліктің дамуына қажетті жағдайлар тек кеңістік пен уақыт бойынша шектелген белгілі бір аймақтарда ғана орындалатынын айтады. Сондықтан бұл аймақтардағы саналы тіршілік иелері Әлемнің өздері тұратын бөлігі олардың өмір сүруіне қажетті шарттарды қанағаттандыратынын байқағанда таңғалмауы керек. Бұл бай ауданда тұратын ауқатты адамның ешқандай кедейлікті көрмеуіне ұқсайды.
Әлсіз антроптық принципті қолданудың бір мысалы — Үлкен жарылыстың неліктен шамамен он миллиард жыл бұрын болғанын «түсіндіру»: саналы тіршілік иелерінің дамуы үшін шамамен осынша уақыт қажет. Жоғарыда айтылғандай, алдымен жұлдыздардың алғашқы буыны қалыптасуы керек еді. Бұл жұлдыздар бастапқы сутегі мен гелийдің бір бөлігін бізді құрайтын көміртегі мен оттегі сияқты элементтерге айналдырды. Содан кейін жұлдыздар аса жаңа жұлдыздар ретінде жарылып, олардың қалдықтары басқа жұлдыздар мен планеталарды, соның ішінде біздің Күн жүйесін құрады, оның жасы шамамен бес миллиард жыл. Жер өмірінің алғашқы бір немесе екі миллиард жылы кез келген күрделі нәрсенің дамуы үшін тым ыстық болды. Қалған үш миллиард жыл биологиялық эволюцияның баяу процесіне жұмсалды, ол ең қарапайым организмдерден уақытты Үлкен жарылысқа дейін өлшеуге қабілетті тіршілік иелеріне дейін жеткізді.
Әлсіз антроптық принциптің дұрыстығына немесе пайдалылығына дауласатындар аз. Алайда, кейбіреулер бұдан әрі барып, принциптің күшті нұсқасын ұсынады. Бұл теорияға сәйкес, не көптеген әртүрлі әлемдер бар, немесе бір Әлемнің көптеген әртүрлі аймақтары бар, олардың әрқайсысының өз бастапқы конфигурациясы және, мүмкін, өз ғылыми заңдар жиынтығы бар. Бұл әлемдердің көбінде күрделі организмдердің дамуы үшін жағдайлар дұрыс болмас еді; тек біздікіне ұқсас санаулы әлемдерде ғана саналы тіршілік иелері дамып: «Әлем неге біз көріп тұрғандай? » деген сұрақты қояр еді. Онда жауап қарапайым: егер ол басқаша болса, біз мұнда болмас едік!
Ғылым заңдарында, біз қазір білетініміздей, электронның электр зарядының мөлшері және протон мен электрон массаларының қатынасы сияқты көптеген іргелі сандар бар. Біз, кем дегенде қазірше, бұл сандардың мәндерін теориядан болжай алмаймыз — біз оларды бақылау арқылы табуымыз керек. Күндердің күнінде біз олардың барлығын болжайтын толық біріктірілген теорияны ашуымыз мүмкін, бірақ олардың кейбіреулері немесе барлығы әлемнен әлемге немесе бір Әлем ішінде өзгеріп отыруы да мүмкін. Таңқаларлық факт: бұл сандардың мәндері тіршіліктің дамуына мүмкіндік беру үшін өте дәл реттелген сияқты. Мысалы, егер электронның электр заряды сәл ғана басқаша болса, жұлдыздар сутегі мен гелийді жаға алмас еді немесе олар жарылмас еді. Әрине, жұлдыздар жарылғанда ғарышқа шашылатын күн сияқты жұлдыздың жарығын немесе ауыр химиялық элементтерді қажет етпейтін, тіпті ғылыми фантастика жазушыларының түсіне де кірмеген саналы тіршіліктің басқа формалары болуы мүмкін. Соған қарамастан, саналы тіршіліктің кез келген түрінің дамуына мүмкіндік беретін сандардың мәндерінің диапазоны салыстырмалы түрде аз екені анық сияқты. Мәндердің көптеген жиынтықтары өте әдемі болуы мүмкін, бірақ сол сұлулыққа таңғалатын ешкім жоқ әлемдерді тудырар еді. Мұны Жаратылыстағы және ғылым заңдарын таңдаудағы құдайдың мақсатының дәлелі ретінде немесе күшті антроптық принципті қолдау ретінде қабылдауға болады.
Күшті антроптық принципке Әлемнің бақыланатын күйін түсіндіру ретінде бірқатар қарсылықтар білдіруге болады. Біріншіден, осы әртүрлі әлемдердің барлығы қандай мағынада бар деп айтуға болады? Егер олар шынымен бір-бірінен бөлек болса, басқа әлемде не болатыны біздің әлемімізде ешқандай бақыланатын салдарға ие болмайды. Сондықтан біз үнемділік принципін қолданып, оларды теориядан алып тастауымыз керек. Егер, екінші жағынан, олар бір Әлемнің әртүрлі аймақтары ғана болса, ғылым заңдары әр аймақта бірдей болуы керек еді, әйтпесе бір аймақтан екіншісіне үздіксіз өту мүмкін болмас еді. Бұл жағдайда аймақтар арасындағы жалғыз айырмашылық олардың бастапқы конфигурациялары болар еді, осылайша күшті антроптық принцип әлсіз принципке айналар еді.
Екінші қарсылық
Күшті антроптық принципке екінші қарсылық — ол ғылымның бүкіл тарихының ағымына қайшы келеді. Біз Птолемей мен оның ізашарларының геоцентрлік (жер орталықта) космологияларынан бастап, Коперник пен Галилейдің гелиоцентрлік (күн орталықта) космологиясы арқылы Жер — қарапайым спиральді галактиканың шетіндегі орташа жұлдызды айналып жүрген орташа өлшемді планета екені туралы қазіргі көрініске дейін дамыдық. Бұл галактиканың өзі бақыланатын Әлемдегі шамамен миллион миллион галактиканың бірі ғана. Соған қарамастан, күшті антроптық принцип осы орасан зор құрылымның барлығы тек біз үшін бар деп мәлімдейді. Бұған сену өте қиын. Біздің Күн жүйесі, әрине, біздің өмір сүруіміз үшін алғышарт болып табылады және ауыр элементтерді жасаған жұлдыздардың алдыңғы буынын ескере отырып, мұны бүкіл галактикамызға жатқызуға болар. Бірақ барлық басқа галактикалардың, немесе Әлемнің үлкен масштабта барлық бағытта соншалықты біркелкі және ұқсас болуының қажеттілігі жоқ сияқты.
Егер Әлемнің көптеген әртүрлі бастапқы конфигурациялары біз бақылайтын Әлем сияқты нәрсені шығару үшін дамитынын көрсете алсақ, антроптық принципке, кем дегенде оның әлсіз нұсқасына қатысты өзімізді жайлырақ сезінер едік. Егер солай болса, қандай да бір кездейсоқ бастапқы шарттардан дамыған Әлемде тегіс, біркелкі және саналы тіршіліктің эволюциясына қолайлы бірқатар аймақтар болуы тиіс. Екінші жағынан, егер Әлемнің бастапқы күйі біз айналамызда көріп жүрген нәрсеге әкелуі үшін өте мұқият таңдалуы керек болса, онда Әлемде тіршілік пайда болатын кез келген аймақтың болуы екіталай болар еді. Жоғарыда сипатталған ыстық Үлкен жарылыс моделінде ертедегі Әлемде жылудың бір аймақтан екіншісіне ағуы үшін уақыт жеткіліксіз болды. Бұл микротолқынды фонның біз қараған әрбір бағытта бірдей температураға ие екендігін түсіндіру үшін Әлемнің бастапқы күйі барлық жерде дәл бірдей температурада болуы керек дегенді білдіреді. Кеңеюдің бастапқы жылдамдығы да, ол қайта жиырылып қалмауы үшін қажетті критикалық жылдамдыққа әлі де жақын болуы үшін өте дәл таңдалуы керек еді. Бұл дегеніміз, егер ыстық Үлкен жарылыс моделі уақыттың басына дейін дұрыс болса, Әлемнің бастапқы күйі шынымен де өте мұқият таңдалған болуы тиіс. Әлемнің дәл осылай басталуын біз сияқты тіршілік иелерін жаратуға ниет білдірген Құдайдың ісінен басқа ештеңемен түсіндіру өте қиын болар еді.
Көптеген әртүрлі бастапқы конфигурациялар қазіргі Әлем сияқты нәрсеге айналуы мүмкін Әлемнің моделін табуға тырысып, Массачусетс технологиялық институтының ғалымы Алан Гут ертедегі Әлемнің өте жылдам кеңею кезеңінен өткен болуы мүмкін екенін айтты. Бұл кеңею инфляциялық (бағаның өсуі емес, Әлемнің өте жылдам кеңеюі) деп аталады, бұл Әлемнің бір кездері қазіргідей кему қарқынымен емес, арту қарқынымен кеңейгенін білдіреді. Гуттың айтуынша, Әлемнің радиусы секундтың өте аз бөлігінде миллион миллион миллион миллион миллион (соңында отыз нөлі бар 1) есе өскен.
Гут Әлем Үлкен жарылыстан өте ыстық, бірақ біршама хаосты күйде басталды деп болжады. Мұндай жоғары температура Әлемдегі бөлшектердің өте жылдам қозғалатынын және жоғары энергияға ие болатынын білдіреді. Бұрын талқылағанымыздай, мұндай жоғары температурада күшті және әлсіз ядролық күштер мен электромагниттік күштің бәрі бір күшке біріктіріледі деп күтіледі. Әлем кеңейген сайын ол салқындайды, ал бөлшектердің энергиясы төмендейді. Соңында фазалық өту (заттың бір күйден екінші күйге ауысуы) деп аталатын құбылыс орын алып, күштер арасындағы симметрия бұзылады: күшті күш әлсіз және электромагниттік күштерден ерекшелене бастайды. Фазалық өтудің жалпы мысалы — суды салқындатқанда оның қатуы. Сұйық су симметриялы, ол әр нүктеде және әр бағытта бірдей. Алайда, мұз кристалдары пайда болған кезде, олар белгілі бір позицияларға ие болады және белгілі бір бағытта тізіледі. Бұл судың симметриясын бұзады.
Су жағдайында, егер мұқият болса, оны асқын салқындатуға болады: яғни мұз түзілмей-ақ температураны қату нүктесінен (0ºС) төмен түсіруге болады. Гут Әлем де осыған ұқсас әрекет етуі мүмкін деп болжады: күштер арасындағы симметрия бұзылмай-ақ температура критикалық мәннен төмен түсуі мүмкін. Егер бұл орын алса, Әлем симметрия бұзылған жағдайдағыдан көбірек энергияға ие болып, тұрақсыз күйде болар еді. Бұл ерекше қосымша энергияның антигравитациялық әсері бар екенін көрсетуге болады: ол Эйнштейн статикалық Әлем моделін құруға тырысқанда жалпы салыстырмалылыққа енгізген космологиялық тұрақты сияқты әрекет етер еді. Әлем ыстық Үлкен жарылыс моделіндегідей кеңейіп жатқандықтан, тебілу әсері...
Бұл космологиялық тұрақты (кеңістіктің бос жеріндегі энергия тығыздығын сипаттайтын сан) ғаламды үнемі өсіп отыратын жылдамдықпен кеңейтетін еді. Тіпті материя бөлшектері орташа мөлшерден көп болатын аймақтарда да, материяның гравитациялық тартылысы тиімді космологиялық тұрақтының тебілу күшінен әлсіз болар еді. Осылайша, бұл аймақтар да жеделдетілген инфляциялық жолмен кеңейе түседі. Олар кеңейіп, материя бөлшектері бір-бірінен алыстаған сайын, ішінде бөлшектер жоққа тән және әлі де аса суыған күйдегі (заттың қату температурасынан төмен суыса да, фазалық ауысу болмаған күйі) кеңейіп жатқан ғалам ғана қалады. Ғаламдағы кез келген біркелкі емес тұстар, шарды үрлегенде оның қатпарлары жазылатыны сияқты, кеңеюдің әсерінен жазылып кететін еді. Осылайша, ғаламның қазіргі тегіс және біркелкі күйі көптеген әртүрлі біркелкі емес бастапқы күйлерден дамып шығуы мүмкін еді.
Кеңеюі материяның гравитациялық тартылысымен баяуламай, керісінше космологиялық тұрақтымен жеделдетілген мұндай ғаламда ерте ғаламның бір аймағынан екіншісіне жарықтың жетіп үлгеруіне уақыт жеткілікті болар еді. Бұл ертерек көтерілген «неге ерте ғаламның әртүрлі аймақтарының қасиеттері бірдей? » деген мәселені шешуге мүмкіндік береді. Сонымен қатар, ғаламның кеңею қарқыны автоматты түрде оның энергия тығыздығымен анықталатын критикалық қарқынға өте жақын болады. Бұл ғаламның бастапқы кеңею қарқыны өте мұқият таңдалған деп есептемей-ақ, неліктен кеңею қарқыны әлі күнге дейін критикалық деңгейге жақын екенін түсіндіре алар еді.
Инфляция (ғаламның алғашқы секундтарындағы аса жылдам кеңеюі) идеясы ғаламда неге материяның соншалықты көп екенін де түсіндіруі мүмкін. Біз бақылай алатын ғалам аймағында шамамен он миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион миллион (1-ден кейін сексен нөлі бар) бөлшек бар. Олардың бәрі қайдан келді? Жауабы – кванттық теорияда бөлшектер энергиядан бөлшек/антибөлшек жұптары түрінде пайда бола алады. Бірақ бұл сол энергияның өзі қайдан келді деген сұрақты тудырады. Жауабы – ғаламның жалпы энергиясы дәл нөлге тең. Ғаламдағы материя оң энергиядан тұрады. Алайда материяның бәрі гравитация арқылы бір-бірін тартады. Бір-біріне жақын екі материя бөлігінің энергиясы, олардың бір-бірінен алыс тұрған кезіндегі энергиясынан азырақ болады, себебі оларды бір-біріне тартып тұрған гравитациялық күшке қарсы ажырату үшін энергия жұмсау керек. Осылайша, белгілі бір мағынада гравитациялық өріс теріс энергияға ие. Кеңістікте шамамен біркелкі таралған ғалам жағдайында бұл теріс гравитациялық энергия материя арқылы берілген оң энергияны дәлме-дәл жоятынын көрсетуге болады. Сондықтан ғаламның жалпы энергиясы нөлге тең.
Енді екі нөлдің қосындысы да нөлге тең. Осылайша, ғалам энергияның сақталу заңын бұзбай, оң материя энергиясының мөлшерін екі еселеп, сонымен бірге теріс гравитациялық энергияны да екі еселей алады. Бұл ғалам үлкейген сайын материя энергиясының тығыздығы төмендейтін қалыпты кеңею кезінде болмайды. Алайда бұл инфляциялық кеңею кезінде орын алады, өйткені ғалам кеңейген кезде аса суыған күйдің энергия тығыздығы тұрақты болып қалады: ғаламның көлемі екі еселенгенде, оң материя энергиясы да, теріс гравитациялық энергия да екі еселенеді, сондықтан жалпы энергия нөл болып қала береді. Инфляциялық кезеңде ғалам өз көлемін өте үлкен шамаға арттырады. Осылайша, бөлшектерді жасауға қолжетімді энергияның жалпы мөлшері өте үлкен болады. Гот атап өткендей: «Тегін түскі ас болмайды деп жатады. Бірақ ғалам – ең жоғарғы деңгейдегі тегін түскі ас».
Ғалам бүгінде инфляциялық жолмен кеңейіп жатқан жоқ. Сондықтан өте үлкен тиімді космологиялық тұрақтыны жойып, кеңею қарқынын жеделдетілген түрден біз бүгін көріп отырған гравитациямен баяулатылған түрге өзгертетін қандай да бір механизм болуы керек. Инфляциялық кеңею кезінде, аса суыған судың соңында бәрібір қататыны сияқты, күштер арасындағы симметрия ерте ме, кеш пе бұзылады деп күтуге болады. Симметрия бұзылмаған күйдің артық энергиясы бөлініп шығып, ғаламды күштер арасындағы симметрияның критикалық температурасынан сәл төмен деңгейге дейін қайта қыздырады. Содан кейін ғалам ыстық үлкен жарылыс моделі сияқты кеңеюін және сууын жалғастыра береді, бірақ енді ғаламның неліктен дәл критикалық қарқынмен кеңейгені және неліктен әртүрлі аймақтардың температурасы бірдей болғаны туралы түсіндірме пайда болады.
Готтың бастапқы ұсынысында фазалық ауысу (заттың бір күйден екінші күйге өтуі) өте суық суда мұз кристалдарының пайда болуы сияқты кенеттен орын алуы тиіс еді. Идея бойынша, қайнаған судың ішіндегі бу көпіршіктері сияқты, ескі фазаның ішінде жаңа симметриясы бұзылған фазаның «көпіршіктері» пайда болуы керек еді. Бұл көпіршіктер кеңейіп, бүкіл ғалам жаңа фазаға өткенше бір-бірімен түйісуі тиіс болатын. Мәселе мынада, мен және басқа да бірнеше адам атап өткендей, ғаламның кеңеюі соншалықты жылдам болғанынан, тіпті көпіршіктер жарық жылдамдығымен өссе де, олар бір-бірінен алыстап кететіндіктен түйісе алмайтын еді. Ғалам өте біркелкі емес күйде қалып, кейбір аймақтарда әртүрлі күштер арасындағы симметрия сақталып қалар еді. Ғаламның мұндай моделі біз көріп отырған шындыққа сәйкес келмес еді.
1981 жылы қазанда мен кванттық гравитация бойынша конференцияға Мәскеуге бардым. Конференциядан кейін Штернберг астрономиялық институтында инфляциялық модель мен оның проблемалары туралы семинар өткіздім. Бұған дейін менің дауысымды көбісі түсінбегендіктен, лекцияларымды басқа біреулер оқитын. Бірақ бұл семинарды дайындауға уақыт болмады, сондықтан мен оны өзім жүргіздім, ал менің аспиранттарымның бірі сөздерімді қайталап тұрды. Бұл жақсы нәтиже берді және тыңдармандармен тығыз байланыс орнатуға мүмкіндік туды. Тыңдармандар арасында Мәскеудегі Лебедев институтынан келген жас ресейлік Андрей Линде болды. Ол көпіршіктердің қосылмау қиындығынан, егер көпіршіктер ғаламның біздің аймағын толық қамтитындай үлкен болса, құтылуға болатынын айтты. Бұл жұмыс істеуі үшін симметриядан бұзылған симметрияға ауысу көпіршік ішінде өте баяу жүруі тиіс, бірақ ұлы бірігу теориялары бойынша бұл әбден мүмкін. Линденің симметрияның баяу бұзылуы туралы идеясы өте жақсы еді, бірақ кейінірек мен оның көпіршіктері сол кездегі ғаламның көлемінен де үлкен болуы керек екенін түсіндім! Мен симметрия тек көпіршіктердің ішінде емес, барлық жерде бір уақытта бұзылатынын көрсеттім. Бұл біз бақылап отырғандай біркелкі ғаламға алып келеді. Мен бұл идеяға қатты толқып, оны шәкіртім Иан Мосспен талқыладым. Алайда, Линденің досы ретінде, кейінірек ғылыми журналдан оның мақаласы жіберіліп, оның жариялануға жарамдылығы туралы пікірімді сұрағанда, мен ыңғайсыз күйде қалдым. Мен көпіршіктердің ғаламнан үлкен болуына қатысты қателік бар екенін, бірақ симметрияның баяу бұзылуы туралы негізгі идеяның өте жақсы екенін айтып жауап бердім. Мен мақаланы сол күйінде жариялауды ұсындым, өйткені Линдеге оны түзету үшін бірнеше ай қажет болар еді, себебі оның Батысқа жіберген кез келген заты ғылыми еңбектермен жұмыс істеуде онша епті емес және жылдам емес кеңестік цензурадан өтуі тиіс болатын. Оның орнына мен Иан Мосспен бірге дәл сол журналға көпіршікке қатысты мәселені және оны қалай шешуге болатынын көрсететін қысқаша мақала жаздым.
Мәскеуден оралғанның ертеңінде мен Франклин институтынан медаль алу үшін Филадельфияға аттандым. Менің хатшым Джуди Фелла өзінің зор сүйкімділігін пайдаланып, British Airways-ті жарнамалық мақсатта өзіне және маған Конкорд ұшағынан тегін орындар беруге көндірген еді. Алайда, әуежайға барар жолда нөсер жаңбырдың кесірінен бөгеліп қалып, ұшақтан кешіктім. Соған қарамастан, Филадельфияға ақыры жетіп, медалімді алдым. Содан кейін мені Филадельфиядағы Дрексель университетінде инфляциялық ғалам туралы семинар беруге шақырды. Мен Мәскеудегідей инфляциялық ғаламның проблемалары туралы дәл сол семинарды өткіздім.
Линденің идеясына өте ұқсас идеяны бірнеше айдан кейін Пенсильвания университетінің ғалымдары Пол Стейнхардт пен Андреас Альбрехт тәуелсіз түрде ұсынды. Қазір олар Линдемен бірге симметрияның баяу бұзылуы идеясына негізделген «жаңа инфляциялық модельдің» авторлары болып саналады. (Ескі инфляциялық модель Готтың көпіршіктердің пайда болуымен жүретін жылдам симметрия бұзылуы туралы бастапқы ұсынысы болатын. )
Жаңа инфляциялық модель ғаламның неліктен осындай екенін түсіндіруге жасалған жақсы талпыныс болды. Алайда мен және басқа да бірнеше адам оның бастапқы түрінде микротолқынды фондық сәулеленудің температурасында байқалғаннан әлдеқайда үлкен ауытқуларды болжайтынын көрсеттік. Кейінгі зерттеулер де өте ерте ғаламда мұндай қажетті фазалық ауысудың болуы мүмкіндігіне күмән келтірді. Менің жеке пікірімше, қазіргі уақытта жаңа инфляциялық модель ғылыми теория ретінде өлі, бірақ көптеген адамдар оның келмеске кеткенін естімегендей және әлі де оның өміршеңдігі туралы мақалалар жазып жатыр. 1983 жылы Линде хаостық инфляциялық модель деп аталатын жақсырақ модельді ұсынды. Мұнда фазалық ауысу немесе аса суу жоқ. Оның орнына кванттық ауытқулардың әсерінен ерте ғаламның кейбір аймақтарында жоғары мәнге ие болатын спині 0 өріс бар. Ол аймақтардағы өрістің энергиясы космологиялық тұрақты сияқты әрекет етеді. Ол гравитациялық тебілу әсерін беріп, сол аймақтардың инфляциялық жолмен кеңеюіне мәжбүр етеді. Олар кеңейген сайын, олардағы өріс энергиясы баяу азайып, инфляциялық кеңею ыстық үлкен жарылыс моделіндегідей кеңеюге ауысады. Бұл аймақтардың бірі біз қазір көріп отырған бақыланатын ғаламға айналады. Бұл модельдің бұрынғы инфляциялық модельдердің барлық артықшылықтары бар, бірақ ол күмәнді фазалық ауысуға тәуелді емес және сонымен қатар микротолқынды фондық сәулелену температурасындағы ауытқулардың бақылаулармен сәйкес келетін қонымды көлемін бере алады.
Инфляциялық модельдер бойынша бұл жұмыстар ғаламның қазіргі күйі көптеген әртүрлі бастапқы конфигурациялардан туындауы мүмкін екенін көрсетті. Бұл маңызды, өйткені ол біз мекендейтін ғалам бөлігінің бастапқы күйі өте мұқият таңдалмауы мүмкін екенін көрсетеді. Сондықтан, егер қаласақ, ғаламның неге қазіргідей көрінетінін түсіндіру үшін әлсіз антроптық принципті (әлемнің құрылымы біздің бақылаушы ретінде болуымызға сәйкес келуі керек деген қағида) қолдана аламыз. Алайда, кез келген бастапқы конфигурация біз бақылап отырғандай ғаламға алып келеді деуге болмайды. Бұны ғаламның қазіргі уақыттағы өте басқаша, мысалы, өте кесек-кесек және ретсіз күйін елестету арқылы көрсетуге болады. Ғылым заңдарын пайдаланып, ғаламның бұрынғы уақыттағы конфигурациясын анықтау үшін уақытты кері айналдыруға болады. Классикалық жалпы салыстырмалылық теориясының сингулярлық (физикалық шамалар шексіздікке жететін нүкте) теоремалары бойынша, онда бәрібір үлкен жарылыс сингулярлығы болар еді. Егер сіз мұндай ғаламды ғылым заңдары бойынша уақытпен ілгері дамытсаңыз, сіз бастаған кесек-кесек және ретсіз күймен аяқтайсыз. Осылайша, біз бүгін көріп отырғандай ғаламды тудырмайтын бастапқы конфигурациялар да болуы тиіс. Сонымен, тіпті инфляциялық модельдің өзі де неліктен бастапқы конфигурация біз бақылап отырғаннан мүлдем басқа нәрсе шығаратындай болмағанын айтпайды. Түсіндіру үшін антроптық принципке жүгінуіміз керек пе? Мұның бәрі жай ғана сәттілік пе? Бұл ғаламның негізгі тәртібін түсінуге деген барлық үмітімізді жоққа шығаратын, шарасыздықтың белгісі сияқты көрінер еді.
Ғаламның қалай басталғанын болжау үшін уақыттың басында орындалатын заңдар қажет. Егер жалпы салыстырмалылықтың классикалық теориясы дұрыс болса, Роджер Пенроуз бен мен дәлелдеген сингулярлық теоремалары уақыттың бастауы кеңістік-уақыттың шексіз тығыздығы мен шексіз қисықтығы бар нүкте болғанын көрсетеді. Барлық белгілі ғылым заңдары мұндай нүктеде күшін жояды. Сингулярлықтарда орындалатын жаңа заңдар бар деп болжауға болар еді, бірақ мұндай нашар сипатталатын нүктелерде ондай заңдарды тұжырымдаудың өзі өте қиын және бізде бұл заңдардың қандай болуы мүмкіндігі туралы бақылаулардан ешқандай нұсқау жоқ. Алайда, сингулярлық теоремалары іс жүзінде гравитациялық өрістің соншалықты күшті болатынын, тіпті кванттық гравитациялық әсерлер маңызды болатынын көрсетеді: классикалық теория енді ғаламды сипаттауға жарамсыз. Сондықтан ғаламның өте ерте кезеңдерін талқылау үшін кванттық гравитация теориясын қолдану керек. Біз көретініміздей, кванттық теорияда қарапайым ғылым заңдарының барлық жерде, соның ішінде уақыттың басында да сақталуы мүмкін: сингулярлықтар үшін жаңа заңдарды енгізудің қажеті жоқ, өйткені кванттық теорияда сингулярлықтардың болуы міндетті емес.
Бізде әлі кванттық механика мен гравитацияны біріктіретін толық және үйлесімді теория жоқ. Дегенмен, біз мұндай біріккен теорияның кейбір сипаттарына сенімдіміз. Оның бірі – ол Фейнманның кванттық теорияны тарихтар бойынша қосынды (бөлшектің барлық мүмкін жолдарының есебі) түрінде тұжырымдау ұсынысын қамтуы тиіс. Бұл тәсілде бөлшектің классикалық теориядағыдай бір ғана тарихы болмайды. Оның орнына ол кеңістік-уақыттағы кез келген мүмкін жолмен жүруі тиіс деп есептеледі және осы тарихтардың әрқайсысымен екі сан байланысты болады: бірі толқынның өлшемін, екіншісі оның циклдегі орнын (фазасын) білдіреді. Бөлшектің, айталық, қандай да бір белгілі бір нүктеден өту ықтималдығы сол нүктеден өтетін барлық мүмкін тарихтармен байланысты толқындарды қосу арқылы табылады. Алайда, бұл қосындыларды іс жүзінде орындауға тырысқанда, күрделі техникалық қиындықтар туындайды. Олардан шығудың жалғыз жолы – келесідей ерекше нұсқау: бөлшек тарихтарының толқындарын сіз бен біз сезінетін «нақты» уақытта емес, жорамал уақытта (математикалық есептеулерге ыңғайлы болу үшін енгізілген, нақты уақытқа перпендикуляр бағыт) қосу керек. Жорамал уақыт ғылыми фантастика сияқты естілуі мүмкін, бірақ ол шын мәнінде нақты анықталған математикалық ұғым. Егер кез келген қарапайым (немесе «нақты») санды алып, оны өзіне-өзі көбейтсек, нәтиже оң сан болады. (Мысалы, 2-ні 2-ге көбейтсе 4, сондай-ақ -2-ні -2-ге көбейтсе де 4 болады. ) Дегенмен, өзіне-өзі көбейткенде теріс сан беретін ерекше сандар (жорамал сандар деп аталады) бар. ( i деп аталатын сан, өзіне көбейткенде -1 береді, 2i өзіне көбейткенде -4 береді және т. б. )
Нақты және жорамал сандарды келесідей елестетуге болады: Нақты сандарды солдан оңға қарай жүретін түзу сызықпен бейнелеуге болады, ортасында нөл, сол жағында -1, -2 сияқты теріс сандар, оң жағында 1, 2 сияқты оң сандар орналасады. Содан кейін жорамал сандар парақ бетінде жоғары және төмен жүретін сызықпен бейнеленеді, ортасынан жоғарыда i, 2i және т. б. , төменде -i, -2i және т. б. орналасады. Осылайша, жорамал сандар белгілі бір мағынада қарапайым нақты сандарға тік бұрыш жасап тұрған сандар.
Фейнманның тарихтар бойынша қосындысындағы техникалық қиындықтарды болдырмау үшін жорамал уақытты пайдалану керек. Яғни, есептеу мақсатында уақытты нақты сандармен емес, жорамал сандармен өлшеу қажет. Бұл кеңістік-уақытқа қызықты әсер етеді: уақыт пен кеңістік арасындағы айырмашылық толығымен жойылады. Оқиғалардың уақыт координатасының жорамал мәндері бар кеңістік-уақыт Евклидтік (екі өлшемді беттердің геометриясын зерттеген ежелгі грек ғалымы Евклидтің есімімен аталған) деп аталады. Біз қазір Евклидтік кеңістік-уақыт деп атайтын нәрсе, екі өлшемді емес, төрт өлшемді болуын есептемегенде, өте ұқсас. Евклидтік кеңістік-уақытта уақыт бағыты мен кеңістіктегі бағыттар арасында ешқандай айырмашылық жоқ. Екінші жағынан, оқиғалар уақыт координатасының кәдімгі нақты мәндерімен белгіленетін нақты кеңістік-уақытта айырмашылықты айту оңай – барлық нүктелердегі уақыт бағыты жарық конусының ішінде жатады, ал кеңістік бағыттары сыртында болады. Қалай болғанда да, күнделікті кванттық механикаға келетін болсақ, біз жорамал уақыт пен Евклидтік кеңістік-уақытты қолдануымызды нақты кеңістік-уақыт туралы жауаптарды есептеуге арналған жай ғана математикалық тәсіл (немесе қулық) деп қарастыра аламыз.
Кез келген соңғы теорияның бөлігі болуы тиіс деп санайтын екінші ерекшелік – Эйнштейннің гравитациялық өріс қисық кеңістік-уақытпен сипатталады деген идеясы: бөлшектер қисық кеңістіктегі түзу жолға ең жақын жолмен жүруге тырысады, бірақ кеңістік-уақыт тегіс болмағандықтан, олардың жолдары гравитациялық өріс әсер еткендей қисайған болып көрінеді. Біз Фейнманның тарихтар бойынша қосындысын Эйнштейннің гравитацияға деген көзқарасына қолданғанда, бөлшектің тарихының аналогы енді бүкіл ғаламның тарихын білдіретін толық қисық кеңістік-уақыт болады. Қосындыны орындаудағы техникалық қиындықтардан құтылу үшін бұл қисық кеңістік-уақыттар Евклидтік деп алынуы керек. Яғни, уақыт жорамал болып табылады және кеңістіктегі бағыттардан ажыратылмайды. Кез келген нүктеде және кез келген бағытта бірдей көріну сияқты белгілі бір қасиеті бар нақты кеңістік-уақытты табу ықтималдығын есептеу үшін осы қасиетке ие барлық тарихтармен байланысты толқындар қосылады.
Жалпы салыстырмалылықтың классикалық теориясында ғаламның әртүрлі бастапқы күйлеріне сәйкес келетін көптеген әртүрлі мүмкін қисық кеңістік-уақыттар бар. Егер біз ғаламның бастапқы күйін білсек, оның бүкіл тарихын білер едік. Сол сияқты, кванттық гравитация теориясында ғалам үшін көптеген әртүрлі мүмкін кванттық күйлер бар. Тағы да, егер біз тарихтар бойынша қосындыдағы Евклидтік қисық кеңістік-уақыттардың ерте уақытта қалай әрекет еткенін білсек, біз ғаламның кванттық күйін білер едік.
Нақты кеңістік-уақытқа негізделген классикалық гравитация теориясында әлемнің дамуының тек екі жолы бар: ол не шексіз уақыт бойы өмір сүріп келеді, немесе өткен шақтағы белгілі бір уақытта сингулярлықтан (кеңістік-уақыт қисықтығы шексіз болатын нүкте) басталған. Ал гравитацияның кванттық теориясында үшінші мүмкіндік пайда болады. Мұнда уақыт бағыты кеңістік бағыттарымен тең дәрежеде қарастырылатын Евклидтік кеңістік-уақыт модельдері қолданылатындықтан, кеңістік-уақыттың көлемі шекті бола тұра, оның шекарасы немесе жиегін құрайтын ешқандай сингулярлықтары болмауы мүмкін.
Кеңістік-уақыт Жер бетіне ұқсас болар еді, тек екі өлшемі көбірек. Жер бетінің аумағы шекті, бірақ оның шекарасы немесе жиегі жоқ: егер сіз күн батқан жаққа қарай жүзе берсеңіз, жиектен құлап кетпейсіз немесе сингулярлыққа тап болмайсыз. (Мен мұны білемін, өйткені жер шарын айналып шыққанмын! )
Егер Евклидтік кеңістік-уақыт шексіз жорымал уақытқа созылса немесе жорымал уақыттағы сингулярлықтан басталса, бізде классикалық теориядағыдай әлемнің бастапқы күйін анықтау мәселесі туындайды: Құдай әлемнің қалай басталғанын білуі мүмкін, бірақ біз оның неліктен басқаша емес, дәл осылай басталғанын түсіндіретін ешқандай нақты себеп келтіре алмаймыз. Екінші жағынан, гравитацияның кванттық теориясы жаңа мүмкіндік ашты: онда кеңістік-уақыттың шекарасы болмайды, сондықтан шекарадағы әрекетті анықтаудың қажеті жоқ. Онда ғылым заңдары істен шығатын сингулярлықтар да, кеңістік-уақыттың шекаралық шарттарын белгілеу үшін Құдайға немесе жаңа заңға жүгінуді қажет ететін жиектер де болмайды.
«Әлемнің шекаралық шарты — оның ешқандай шекарасының болмауы» деп айтуға болар еді. Әлем толықтай өзін-өзі қамтиды және оған одан тыс ешнәрсе әсер етпейді. Ол жаратылмаған да, жойылмайды да, ол тек БАР болып табылады.
Жоғарыда аталған Ватикандағы конференцияда мен алғаш рет уақыт пен кеңістік бірігіп, көлемі шекті, бірақ шекарасы немесе жиегі жоқ бетті құрайтындығы туралы болжам жасадым. Менің мақалам өте математикалық болғандықтан, оның әлемді жаратудағы Құдайдың рөліне қатысты салдары ол кезде кеңінен таныла қойған жоқ (мен үшін солай болғаны жақсы болды). Ватикан конференциясы кезінде мен «шекарасыздық» идеясын әлем туралы болжамдар жасау үшін қалай қолдану керектігін білмедім. Дегенмен, келесі жазды Санта-Барбарадағы Калифорния университетінде өткіздім. Онда менің досым әрі әріптесім Джим Хартл менімен бірге, егер кеңістік-уақыттың шекарасы болмаса, әлем қандай шарттарды қанағаттандыруы керек екенін есептеп шығарды. Кембриджге оралған соң, мен бұл жұмысты екі зерттеуші студентім — Джулиан Латтрел және Джонатан Халливеллмен жалғастырдым.
Мен уақыт пен кеңістіктің «шекарасыз» шекті болуы керек деген бұл идеяның тек ұсыныс екенін баса айтқым келеді: оны басқа бір принциптен шығару мүмкін емес. Кез келген ғылыми теория сияқты, ол бастапқыда эстетикалық немесе метафизикалық себептермен алға тартылуы мүмкін, бірақ нақты сынақ — оның бақылаулармен сәйкес келетін болжамдар жасауында. Алайда, кванттық гравитация жағдайында мұны анықтау екі себепке байланысты қиын. Біріншіден, 11-тарауда түсіндірілетіндей, біз жалпы салыстырмалылық теориясы мен кванттық механиканы қай теория сәтті біріктіретініне әлі сенімді емеспіз, дегенмен мұндай теорияның қандай болуы керектігі туралы көп білеміз. Екіншіден, бүкіл әлемді егжей-тегжейлі сипаттайтын кез келген модель нақты болжамдарды есептеу үшін математикалық тұрғыдан тым күрделі болар еді. Сондықтан жеңілдетілген болжамдар мен жуықтаулар жасауға тура келеді — тіпті сонда да, болжамдарды шығару мәселесі өте қиын болып қала береді.
Тарихтар бойынша қосындыдағы әрбір тарих тек кеңістік-уақытты ғана емес, сонымен бірге ондағының бәрін, соның ішінде әлем тарихын бақылай алатын адам сияқты күрделі ағзаларды да сипаттайды. Бұл антроптық принципке (әлем біз сияқты бақылаушылардың болуына мүмкіндік беретіндей қасиеттерге ие болуы керек деген тұжырым) тағы бір негіздеме болуы мүмкін. Өйткені, егер барлық тарихтар мүмкін болса, онда біз осы тарихтардың бірінде өмір сүрсек, әлемнің неге дәл осындай күйде екенін түсіндіру үшін антроптық принципті қолдана аламыз. Біз өмір сүрмейтін басқа тарихтардың қандай мағынасы бар екені белгісіз. Дегенмен, егер тарихтар бойынша қосындыны қолдана отырып, біздің әлеміміз тек мүмкін болатын тарихтардың бірі емес, сонымен қатар ең ықтималдарының бірі екенін көрсете алсақ, кванттық гравитация теориясының бұл көрінісі әлдеқайда қанағаттанарлық болар еді. Мұны істеу үшін біз шекарасы жоқ барлық мүмкін Евклидтік кеңістік-уақыттар үшін тарихтар бойынша қосындыны орындауымыз керек.
«Шекарасыздық» ұсынысы бойынша, әлемнің көптеген мүмкін тарихтардың біріне сәйкес келу мүмкіндігі өте аз, бірақ басқаларына қарағанда әлдеқайда ықтимал тарихтардың белгілі бір тобы бар. Бұл тарихтарды Жер бетіне ұқсас деп елестетуге болады: Солтүстік полюстен қашықтық жорымал уақытты білдіреді, ал Солтүстік полюстен тұрақты қашықтықтағы шеңбердің өлшемі әлемнің кеңістіктік өлшемін білдіреді. Әлем Солтүстік полюсте жалғыз нүкте ретінде басталады. Оңтүстікке қарай жылжыған сайын, Солтүстік полюстен тұрақты қашықтықтағы ендік шеңберлері үлкейе түседі, бұл жорымал уақытпен бірге әлемнің кеңеюіне сәйкес келеді. Әлем экваторда ең үлкен өлшеміне жетеді және жорымал уақыттың артуымен Оңтүстік полюстегі жалғыз нүктеге дейін жиырылады. Әлем Солтүстік және Оңтүстік полюстерде нөлдік өлшемге ие болса да, бұл нүктелер Жердегі Солтүстік және Оңтүстік полюстер сияқты сингулярлық болмайды. Оларда ғылым заңдары Жердегі Солтүстік және Оңтүстік полюстердегідей сақталады.
Нақты уақыттағы әлем тарихы
Алайда, нақты уақыттағы әлемнің тарихы мүлдем басқаша көрінеді. Осыдан шамамен он немесе жиырма миллиард жыл бұрын оның өлшемі минималды болған, бұл жорымал уақыттағы тарихтың максималды радиусына тең еді. Кейінгі нақты уақыттарда әлем Линде ұсынған хаосты инфляциялық модельге ұқсас кеңейе түседі (бірақ енді әлемнің қандай да бір дұрыс күйде жаратылғанын болжаудың қажеті болмайды). Әлем өте үлкен өлшемге дейін кеңейіп, соңында нақты уақытта сингулярлық болып көрінетін нүктеге қайта құлайды. Осылайша, белгілі бір мағынада, біз қара дымқылдардан алыс болсақ та, бәрібір өлімге жазылғанбыз. Тек әлемді жорымал уақыт (математикалық есептеулерде кеңістік өлшемі ретінде қарастырылатын уақыт) тұрғысынан елестеткенде ғана сингулярлықтар болмайды.
Егер әлем шынымен де осындай кванттық күйде болса, жорымал уақыттағы әлем тарихында ешқандай сингулярлықтар болмас еді. Сондықтан менің жақындағы жұмыстарым сингулярлықтар туралы ертеректегі жұмыстарымның нәтижелерін толығымен жоққа шығарғандай көрінуі мүмкін. Бірақ, жоғарыда айтылғандай, сингулярлық теоремаларының нақты маңыздылығы — олар гравитациялық өрістің соншалықты күшті болатынын, сондықтан кванттық гравитациялық әсерлерді ескермеуге болмайтынын көрсетуінде еді. Бұл өз кезегінде әлемнің жорымал уақытта шекті, бірақ шекарасыз немесе сингулярлықсыз болуы мүмкін деген идеяға алып келді. Алайда біз өмір сүріп жатқан нақты уақытқа оралғанда, сингулярлықтар әлі де бар болып көрінеді. Қара дымқылға құлаған сорлы астронавт бәрібір қайғылы аяқталмақ; тек ол жорымал уақытта өмір сүргенде ғана ешқандай сингулярлыққа тап болмас еді.
Бұл «жорымал уақыт» деп аталатын ұғымның негізгі нақты уақыт екенін, ал біз нақты уақыт деп атайтын нәрсенің тек біздің қиялымыздың жемісі екенін аңғартуы мүмкін. Нақты уақытта әлемнің кеңістік-уақыт шекарасын құрайтын және ғылым заңдары істен шығатын сингулярлықтарда басталуы мен аяқталуы бар. Бірақ жорымал уақытта сингулярлықтар да, шекаралар да жоқ. Сондықтан, бәлкім, біз жорымал уақыт деп атайтын нәрсе шын мәнінде негізгірек болуы мүмкін, ал біз нақты деп атайтын нәрсе — әлемнің қандай екенін сипаттауға көмектесу үшін өзіміз ойлап тапқан идея ғана. Бірақ мен 1-тарауда сипаттаған тәсілге сәйкес, ғылыми теория — бұл біздің бақылауларымызды сипаттау үшін жасайтын математикалық моделіміз ғана: ол тек біздің санамызда өмір сүреді. Сондықтан: «Нақты ма, әлде жорымал уақыт нақты ма? » деп сұраудың мағынасы жоқ. Бұл жай ғана қай сипаттаманың пайдалырақ екендігіне байланысты мәселе.
Болжамдар мен бақылаулар
Сондай-ақ тарихтар бойынша қосындыны шекарасыздық ұсынысымен бірге пайдаланып, әлемнің қай қасиеттері бірге кездесуі ықтимал екенін анықтауға болады. Мысалы, әлем тығыздығы қазіргі мәнге ие болған кезде, әлемнің барлық бағыттарда бірдей жылдамдықпен кеңею ықтималдығын есептеуге болады. Осы уақытқа дейін зерттелген жеңілдетілген модельдерде бұл ықтималдық жоғары болып шықты; яғни, ұсынылған шекарасыздық шарты әлемнің қазіргі кеңею жылдамдығы әр бағытта дерлік бірдей болуы өте ықтимал деген болжамға әкеледі. Бұл микротолқынды фондық сәулеленудің бақылауларымен сәйкес келеді, олар сәулеленудің қарқындылығы кез келген бағытта дерлік бірдей екенін көрсетеді. Егер әлем кейбір бағыттарда басқаларына қарағанда жылдамырақ кеңейсе, сол бағыттардағы сәулелену қарқындылығы қосымша қызыл ығысу есебінен төмендеген болар еді.
Шекарасыздық шартының келесі болжамдары қазіргі уақытта жасалуда. Ерте әлемдегі біркелкі тығыздықтан шамалы ауытқулардың мөлшері ерекше қызықты мәселе, өйткені бұл ауытқулар алдымен галактикалардың, содан кейін жұлдыздардың, соңында біздің пайда болуымызға себеп болды. Гейзенбергтің белгісіздік принципі ерте әлемнің толық біркелкі болуы мүмкін еместігін білдіреді, өйткені бөлшектердің орындары мен жылдамдықтарында белгілі бір белгісіздіктер немесе ауытқулар болуы тиіс. Шекарасыздық шартын қолдана отырып, біз әлемнің шын мәнінде белгісіздік принципі рұқсат еткен ең төменгі мүмкін біркелкі еместіктен басталғанын анықтаймыз. Содан кейін әлем инфляциялық модельдердегідей жылдам кеңею кезеңінен өткен болар еді. Осы кезеңде бастапқы біркелкі еместіктер біздің айналамызда бақылайтын құрылымдардың пайда болуын түсіндіретіндей дәрежеге дейін күшейтілген.
1992 жылы Cosmic Background Explorer (COBE) серігі алғаш рет микротолқынды фондық сәулелену қарқындылығының бағыт бойынша өте шамалы ауытқуларын анықтады. Бұл біркелкі еместіктердің бағытқа тәуелділігі инфляциялық модельдің және шекарасыздық ұсынысының болжамдарымен сәйкес келетін сияқты. Осылайша, шекарасыздық ұсынысы Карл Поппердің мағынасында жақсы ғылыми теория болып табылады: ол бақылаулар арқылы теріске шығарылуы мүмкін еді, бірақ оның орнына оның болжамдары расталды. Зат тығыздығы жер-жерде шамалы ерекшеленетін кеңейіп жатқан әлемде гравитация тығызырақ аймақтардың кеңеюін бәсеңдетіп, жиырыла бастауына себеп болар еді. Бұл галактикалардың, жұлдыздардың және, ақыр соңында, біз сияқты елеусіз тіршілік иелерінің пайда болуына әкеледі. Осылайша, әлемде көріп отырған барлық күрделі құрылымдар әлем үшін шекарасыздық шартымен және кванттық механиканың белгісіздік принципімен түсіндірілуі мүмкін.
Жаратушының орны
Кеңістік пен уақыт шекарасы жоқ жабық бетті құрауы мүмкін деген идеяның әлем істеріндегі Құдайдың рөліне қатысты терең салдары бар. Ғылыми теориялардың оқиғаларды сипаттаудағы табысымен көптеген адамдар Құдай әлемнің белгілі бір заңдар жиынтығына сәйкес дамуына мүмкіндік береді және бұл заңдарды бұзу үшін әлемге араласпайды деп сенетін болды. Алайда заңдар бізге әлем басталған кезде қандай болуы керек екенін айтпайды — сағат механизмін бұрап, оның қалай басталатынын таңдау бәрібір Құдайдың еркінде болар еді. Әлемнің бастауы болғанша, біз оның жаратушысы бар деп болжай аламыз. Бірақ егер әлем шынымен де толықтай өзін-өзі қамтитын, шекарасы немесе жиегі жоқ болса, оның бастауы да, соңы да болмайды: ол тек БАР болады. Олай болса, жаратушыға қандай орын қалмақ?
9-ТАРАУ. УАҚЫТ ЖЕБЕСІ
Алдыңғы тарауларда біз уақыттың табиғаты туралы көзқарастарымыздың жылдар бойы қалай өзгергенін көрдік. Осы ғасырдың басына дейін адамдар абсолютті уақытқа сенді. Яғни, әрбір оқиғаны «уақыт» деп аталатын санмен бірегей түрде белгілеуге болатын және барлық жақсы сағаттар екі оқиға арасындағы уақыт аралығын бірдей көрсететін.
Алайда, жарық жылдамдығының кез келген бақылаушы үшін, ол қалай қозғалса да, бірдей болып көрінетіндігінің ашылуы салыстырмалылық теориясына алып келді және онда бірегей абсолютті уақыт бар деген идеядан бас тартуға тура келді. Оның орнына әрбір бақылаушының өзімен бірге алып жүретін сағаты бойынша жазылған жеке уақыт өлшемі болады: әртүрлі бақылаушылардың сағаттары міндетті түрде бірдей бола бермейді. Осылайша, уақыт оны өлшеген бақылаушыға қатысты жеке концепцияға айналды.
Гравитацияны кванттық механикамен біріктіруге тырысқанда, жорымал уақыт идеясын енгізуге тура келді. Жорымал уақыт кеңістіктегі бағыттардан ерекшеленбейді. Егер солтүстікке баруға болса, кері бұрылып оңтүстікке де баруға болады; сол сияқты, егер жорымал уақытта алға жүруге болса, кері бұрылып артқа да жүруге болуы тиіс. Бұл жорымал уақыттың алға және артқа бағыттары арасында маңызды айырмашылық болмайтынын білдіреді. Екінші жағынан, «нақты» уақытқа қарасақ, бәрімізге белгілі болғандай, алға және артқа бағыттар арасында өте үлкен айырмашылық бар. Өткен мен болашақ арасындағы бұл айырмашылық қайдан шыққан? Неліктен біз болашақты емес, өткенді есімізде сақтаймыз?
Ғылым заңдары өткен мен болашақты ажыратпайды. Дәлірек айтқанда, бұрын түсіндірілгендей, ғылым заңдары C, P және T (зарядтық түйіндесу, жұптылық және уақытты өзгерту) деп аталатын операциялардың немесе симметриялардың үйлесімі кезінде өзгермейді. C бөлшектерді антибөлшектерге ауыстыруды білдіреді. P айналық бейнені алуды білдіреді, сондықтан сол мен оң орындарын ауыстырады. Ал T барлық бөлшектердің қозғалыс бағытын кері бұруды білдіреді: іс жүзінде қозғалысты артқа қарай жіберу. Қалыпты жағдайларда материяның әрекетін басқаратын ғылым заңдары C және P екі операциясының үйлесімі кезінде өзгеріссіз қалады. Басқаша айтқанда, біздің айналық бейнеміз болып табылатын және материядан емес, антиматериядан тұратын басқа планета тұрғындары үшін өмір дәл біздегідей болар еді.
Егер ғылым заңдары C және P үйлесімімен де, сондай-ақ C, P және T үйлесімімен де өзгермесе, олар тек T операциясының өзінде де өзгеріссіз қалуы керек. Солай болса да, қарапайым өмірде нақты уақыттың алға және артқа бағыттары арасында үлкен айырмашылық бар.
Үстелден құлап, еденде сынықтарға бөлінген бір кесе суды елестетіңіз. Егер сіз мұны таспаға түсірсеңіз, оның алға немесе артқа ойнатылып жатқанын оңай ажырата аласыз. Егер сіз оны артқа қарай ойнатсаңыз, сынықтардың кенеттен еденнен жиналып, үстел үстіндегі бүтін кесеге айналу үшін жоғары секіргенін көресіз. Сіз таспаның артқа ойнатылып жатқанын айта аласыз, өйткені мұндай әрекет қарапайым өмірде ешқашан бақыланбайды. Егер солай болса, ыдыс-аяқ өндірушілер кәсібінен айырылар еді.
Сынған кеселердің еденнен жиналып, үстелге қайта секіріп шыққанын неге көрмейтініміз туралы жиі берілетін түсініктеме — бұл термодинамиканың екінші заңымен тыйым салынған. Бұл заң кез келген тұйық жүйеде ретсіздік немесе энтропия (жүйедегі бейберекеттік деңгейі) әрқашан уақытпен бірге артады дейді. Басқаша айтқанда, бұл Мёрфи заңының бір түрі: заттар әрқашан нашарлауға бейім! Үстелдегі бүтін кесе — жоғары реттілік күйі, ал едендегі сынған кесе — ретсіз күй. Өткен шақтағы үстел үстіндегі кеседен болашақтағы едендегі сынған кесеге оңай өтуге болады, бірақ керісінше емес.
Ретсіздіктің немесе энтропияның уақыт өте келе артуы уақыт жебесі (уақыттың бағытын көрсететін, өткенді болашақтан ажырататын ұғым) деп аталатын нәрсенің бір мысалы болып табылады. Уақыттың кем дегенде үш түрлі жебесі бар. Біріншіден, термодинамикалық уақыт жебесі — бұл ретсіздік немесе энтропия артатын уақыт бағыты. Екіншіден, психологиялық уақыт жебесі бар. Бұл біз уақыт өтіп жатыр деп сезінетін бағыт, болашақты емес, өткенді есімізде сақтайтын бағыт. Соңында, космологиялық уақыт жебесі бар. Бұл әлем жиырылудың орнына кеңейіп жатқан уақыт бағыты.
Бұл тарауда мен әлемге арналған шекарасыздық шарты әлсіз антроптық принциппен бірге неліктен үш жебенің де бір бағытты нұсқайтынын және де неліктен жалпы анықталған уақыт жебесінің болуы керектігін түсіндіре алатынын дәлелдеймін. Мен психологиялық жебе термодинамикалық жебе арқылы анықталатынын алға тартамын...
Уақыт жебелері және тәртіпсіздіктің артуы
Психологиялық және термодинамикалық жебелер әрдайым бір бағытта нұсқайды. Егер ғалам үшін шекарасыздық шартын (ғаламның кеңістік пен уақытта шеті немесе шекарасы жоқ деген гипотеза) қабылдасақ, уақыттың айқын термодинамикалық және космологиялық жебелері болуы тиіс екенін көреміз, бірақ олар ғалам тарихының барлық кезеңінде бір бағытты көрсетпейді.
Дегенмен, мен тек осы екі жебе бір бағытқа нұсқаған кезде ғана «неге уақыт ғаламның кеңеюімен бір бағытта тәртіпсіздікті арттырады? » деген сұрақты қоя алатын саналы тіршілік иелерінің дамуына қолайлы жағдай туады деп есептеймін.
Термодинамикалық уақыт жебесі
Алдымен уақыттың термодинамикалық жебесін қарастырайық. Термодинамиканың екінші заңы (тұйық жүйеде тәртіпсіздіктің ешқашан азаймайтынын сипаттайтын заң) реттелген күйлерге қарағанда тәртіпсіз күйлердің әлдеқайда көп болуынан туындайды.
Мысалы, қораптағы пазл бөлшектерін алайық. Бөлшектер толық суретті құрайтын бір ғана және тек қана бір жүйелі реттілік бар. Екінші жағынан, бөлшектер шашылып жатқан және сурет құралмаған өте көп мөлшердегі тәртіпсіз реттіліктер бар.
Егер жүйе аз ғана мөлшердегі реттелген күйлердің бірінен басталса, уақыт өте келе жүйе ғылым заңдарына сәйкес дамиды және оның күйі өзгереді. Кейінірек жүйенің реттелген күйге қарағанда тәртіпсіз күйде болу ықтималдығы жоғарылайды, өйткені тәртіпсіз күйлердің саны көп. Осылайша, егер жүйе жоғары тәртіптегі бастапқы шартқа бағынса, тәртіпсіздік уақытпен бірге арта түседі.
Пазл бөлшектері қорапта сурет құрап, реттелген күйде тұр делік. Егер сіз қорапты шайқасаңыз, бөлшектер басқа қалыпқа түседі. Бұл, сірә, бөлшектер дұрыс сурет құрамайтын тәртіпсіз қалып болады, себебі тәртіпсіз қалыптардың саны өте көп. Бөлшектердің кейбір топтары әлі де суреттің бөліктерін құрауы мүмкін, бірақ қорапты неғұрлым көп шайқасаңыз, бұл топтардың ыдырап, бөлшектердің мүлдем ретсіз, ешқандай сурет құрамайтын күйге түсу ықтималдығы соғұрлым жоғары болады. Сонымен, егер бөлшектер жоғары тәртіптегі бастапқы күйден басталса, олардың тәртіпсіздігі уақыт өте келе артады.
Психологиялық уақыт жебесі және есте сақтау
Алайда, Құдай ғаламның жоғары тәртіптегі күймен аяқталуын шешті, бірақ оның қалай басталғаны маңызды емес делік. Ерте уақытта ғалам, сірә, тәртіпсіз күйде болар еді. Бұл тәртіпсіздіктің уақыт өте келе азаюын білдіреді. Сіз сынған кеселердің өздігінен жиналып, үстелге қайта секіріп шыққанын көрер едіңіз. Бірақ осы кеселерді бақылап отырған кез келген адам тәртіпсіздік уақытпен бірге азаятын ғаламда өмір сүрер еді. Мен мұндай тіршілік иелерінің психологиялық уақыт жебесі кері бағытталған болады деп санаймын. Яғни, олар болашақтағы оқиғаларды есіне сақтап, өткендегі оқиғаларды ұмытады. Кесе сынғанда олар оның үстел үстінде тұрғанын естеріне түсіреді, бірақ ол үстелде тұрғанда, оның еденде жатқанын есіне түсіре алмайды.
Адам жады туралы сөйлесу қиын, өйткені біз мидың қалай жұмыс істейтінін егжей-тегжейлі білмейміз. Алайда біз компьютер жадының қалай жұмыс істейтінін жақсы білеміз. Сондықтан мен компьютерлерге арналған психологиялық уақыт жебесін талқылаймын. Компьютерлер үшін бұл жебе адамдардікімен бірдей деп есептеу орынды сияқты. Егер олай болмаса, ертеңгі бағаларды есте сақтайтын компьютері бар адам қор биржасында үлкен табысқа кенелер еді!
Компьютер жады — бұл негізінен екі күйдің бірінде бола алатын элементтері бар құрылғы. Қарапайым мысал — абак (ежелгі есептеу құралы, есепшот). Оның қарапайым түрі бірнеше сымнан тұрады; әр сымда екі позицияның біріне қоюға болатын бірнеше тас (моншақ) бар. Компьютер жадына ақпарат жазылғанға дейін, жад тәртіпсіз күйде болады, екі ықтимал күйдің мүмкіндігі тең. (Абак тастары сымдарда ретсіз шашылып жатыр. ) Жад есте сақталуы тиіс жүйемен әрекеттескеннен кейін, ол жүйенің күйіне сәйкес нақты бір күйде немесе басқа күйде болады. (Әрбір абак тасы сымның сол немесе оң жағында болады. ) Сонымен, жад тәртіпсіз күйден реттелген күйге өтті.
Алайда, жадтың дұрыс күйде екеніне көз жеткізу үшін белгілі бір энергия мөлшерін жұмсау қажет (мысалы, тасты жылжыту немесе компьютерді қуаттандыру үшін). Бұл энергия жылу ретінде бөлінеді және ғаламдағы тәртіпсіздік мөлшерін арттырады. Бұл тәртіпсіздіктің өсуі әрқашан жадтың өзіндегі тәртіптің өсуінен үлкен болатынын дәлелдеуге болады. Осылайша, компьютердің салқындатқыш желдеткішінен шығатын жылу компьютер жадқа бір нәрсені жазған кезде ғаламдағы тәртіпсіздіктің жалпы мөлшері бәрібір артатынын білдіреді. Компьютер өткенді есте сақтайтын уақыт бағыты — тәртіпсіздік артатын бағытпен бірдей.
Біздің уақыт бағытын субъективті сезінуіміз, яғни психологиялық уақыт жебесі, біздің миымызда уақыттың термодинамикалық жебесі арқылы анықталады. Компьютер сияқты, біз де нәрселерді энтропия (жүйенің ретсіздік дәрежесі) артатын ретпен есте сақтауымыз керек. Бұл термодинамиканың екінші заңын қарапайым етеді. Тәртіпсіздік уақыт өте келе артады, өйткені біз уақытты тәртіпсіздік артатын бағытта өлшейміз. Бұдан асқан сенімді бәс болуы мүмкін емес!
Неліктен ғалам реттелген күйде басталды?
Бірақ неге уақыттың термодинамикалық жебесі мүлдем бар болуы керек? Немесе басқаша айтқанда, неге ғалам уақыттың бір шетінде, біз өткен шақ деп атайтын шетінде жоғары тәртіпті күйде болуы керек? Неліктен ол барлық уақытта толық тәртіпсіздік күйінде емес? Ақыр соңында, бұл ықтималдығы жоғары болып көрінуі мүмкін еді ғой. Және неге тәртіпсіздік артатын уақыт бағыты ғалам кеңейетін бағытпен бірдей?
Жалпы салыстырмалылықтың классикалық теориясында ғаламның қалай басталғанын болжау мүмкін емес, өйткені барлық белгілі ғылым заңдары Үлкен жарылыс сингулярлығында (тығыздық пен қисықтық шексіз болатын нүкте) өз күшін жояды. Ғалам өте тегіс және реттелген күйде басталуы мүмкін еді. Бұл біз бақылап отырғандай, айқын термодинамикалық және космологиялық уақыт жебелеріне алып келер еді. Бірақ ол сондай-ақ өте кедір-бұдырлы және тәртіпсіз күйде де басталуы мүмкін еді. Ондай жағдайда ғалам әлдеқашан толық тәртіпсіздік күйінде болар еді, сондықтан тәртіпсіздік уақыт өте келе арта алмас еді.
Кванттық гравитация және шекарасыздық шарты
Классикалық жалпы салыстырмалылық өзінің күйреуін болжайды. Кеңістік-уақыттың қисықтығы үлкен болған кезде, кванттық гравитациялық әсерлер маңызды болады және классикалық теория ғаламды сипаттау үшін жарамсыз болып қалады. Ғаламның қалай басталғанын түсіну үшін гравитацияның кванттық теориясын қолдану керек.
Кванттық гравитация теориясында ғаламның күйін анықтау үшін бәрібір ғаламның ықтимал тарихы өткен шақтағы кеңістік-уақыт шекарасында қалай әрекет ететінін айту керек болар еді. Бұл қиындықтан тек тарихтар шекарасыздық шартын қанағаттандырған жағдайда ғана құтылуға болады: олар көлемі жағынан шекті, бірақ олардың шекаралары, шеттері немесе сингулярлықтары жоқ. Ондай жағдайда уақыттың басталуы кеңістік-уақыттың жүйелі, тегіс нүктесі болар еді және ғалам өзінің кеңеюін өте тегіс және реттелген күйде бастар еді.
Ол толығымен біркелкі болуы мүмкін емес еді, себебі бұл кванттық теорияның белгісіздік принципін бұзар еді. Бөлшектердің тығыздығы мен жылдамдығында шағын ауытқулар болуы тиіс еді. Алайда, шекарасыздық шарты бұл ауытқулардың белгісіздік принципіне сәйкес келетін ең аз мөлшерде болуын талап етті.
Ғалам экспоненциалды немесе инфляциялық (өте жылдам, үдемелі) кеңею кезеңінен басталып, өз өлшемін өте үлкен есеге арттырар еді. Осы кеңею кезінде тығыздық ауытқулары басында аз болып қала береді, бірақ кейінірек өсе бастайды. Тығыздығы орташадан сәл жоғары аймақтардың кеңеюі қосымша массаның гравитациялық тартылысымен баяулайды. Ақыр соңында, мұндай аймақтар кеңеюін тоқтатып, галактикаларды, жұлдыздарды және біз сияқты тіршілік иелерін құру үшін сығылады. Ғалам тегіс және реттелген күйде басталып, уақыт өткен сайын кедір-бұдырлы және тәртіпсіз бола бастайды. Бұл термодинамикалық уақыт жебесінің бар екенін түсіндіреді.
Ғалам сығыла бастаса не болады?
Бірақ ғалам кеңеюін тоқтатып, сығыла бастағанда не болар еді? Термодинамикалық жебе кері бағытталып, тәртіпсіздік уақыт өте келе азая бастай ма? Бұл кеңею фазасынан сығылу фазасына дейін аман қалған адамдар үшін ғылыми-фантастикалық мүмкіндіктерге алып келер еді. Олар еденнен жиналып, үстелге қайта секіріп жатқан сынған кеселерді көрер ме еді?
Ғалам қайтадан құлаған кезде не болатыны туралы алаңдау аздап академиялық болып көрінуі мүмкін, өйткені ол кем дегенде тағы он миллиард жыл бойы сығыла бастамайды. Бірақ не болатынын білудің тезірек жолы бар: қара құрдымға секіру. Жұлдыздың қара құрдымға айналуы бүкіл ғаламның жойылуының кейінгі кезеңдеріне ұқсайды. Сондықтан, егер ғаламның сығылу фазасында тәртіпсіздік азайса, оның қара құрдым ішінде де азаюын күтуге болады.
Мүмкін, қара құрдымға түскен астронавт бәс тікпес бұрын доптың қайда кеткенін есіне түсіріп, рулеткада ақша таба алар. (Өкінішке орай, ол «спагеттиге» айналғанға дейін ойнауға көп уақыты болмайды. Сондай-ақ ол бізге термодинамикалық жебенің өзгергені туралы хабарлай алмайды немесе ұтқанын банкке сала алмайды, өйткені ол қара құрдымның оқиғалар көжиегінің (жарықтың өзі де шыға алмайтын шекара) артында қалып қояды. )
Басында мен ғалам қайта сығылғанда тәртіпсіздік азаяды деп сендім. Өйткені мен ғалам қайтадан кішірейгенде тегіс және реттелген күйге оралуы керек деп ойладым. Бұл сығылу фазасы кеңею фазасының уақыт бойынша кері көрінісі сияқты болатынын білдірер еді. Сығылу фазасындағы адамдар өз өмірлерін кері сүрер еді: олар туылмай тұрып өліп, ғалам сығылған сайын жасөспірім бола түсер еді.
Бұл идея тартымды, өйткені ол кеңею және сығылу фазалары арасындағы жақсы симметрияны білдіреді. Алайда, оны ғалам туралы басқа идеялардан бөлек өз бетінше қабылдауға болмайды. Сұрақ мынада: бұл шекарасыздық шартынан туындай ма, әлде сол шартқа қайшы ма?
Менің әріптесім, Пенн штаты университетінің қызметкері Дон Пейдж, шекарасыздық шарты сығылу фазасының міндетті түрде кеңею фазасының кері көрінісі болуын талап етпейтінін көрсетті. Сонымен қатар, менің студенттерімнің бірі Раймонд Лафламм біршама күрделірек модельде ғаламның сығылуы кеңеюден мүлдем өзгеше екенін анықтады. Мен қателескенімді түсіндім: шекарасыздық шарты іс жүзінде сығылу кезінде де тәртіпсіздіктің арта беретінін білдіреді. Ғалам қайта сығыла бастағанда немесе қара құрдымдардың ішінде уақыттың термодинамикалық және психологиялық жебелері кері бұрылмайды.
Мұндай қателік жасағаныңызды білгенде не істеу керек? Кейбір адамдар өздерінің қателескенін ешқашан мойындамайды және өз дәлелдерін қолдау үшін жаңа, жиі бір-біріне қайшы келетін аргументтерді таба береді — Эддингтон қара құрдым теориясына қарсы шыққанда солай істеген. Басқалары бұл қате көзқарасты ешқашан қолдамағанын немесе қолдаса, тек оның қайшылығын көрсету үшін ғана істегенін алға тартады. Меніңше, егер сіз қателескеніңізді баспа бетінде мойындасаңыз, бұл әлдеқайда жақсы және түсініспеушілік тудырмайды. Бұған жақсы мысал — Эйнштейн, ол статикалық ғалам моделін жасауға тырысқан кезде енгізген космологиялық тұрақтыны өз өміріндегі ең үлкен қателік деп атаған.
Неліктен біз кеңею фазасындамыз?
Уақыт жебесіне оралсақ, мынадай сұрақ қалады: неге біз термодинамикалық және космологиялық жебелердің бір бағытты көрсетіп тұрғанын көреміз? Басқаша айтқанда, неге тәртіпсіздік ғалам кеңейетін бағытта артады? Егер ғалам кеңейіп, содан кейін қайта сығылады деп сенсек, бұл біздің неге сығылу фазасында емес, кеңею фазасында екеніміз туралы сұраққа айналады.
Бұған әлсіз антроптық принцип (әлемнің бақыланатын қасиеттері онда саналы тіршіліктің болуына мүмкіндік беретіндей болуы керек деген қағида) негізінде жауап беруге болады. Сығылу фазасындағы жағдайлар «неге тәртіпсіздік ғалам кеңейетін уақыт бағытында артып жатыр? » деген сұрақты қоя алатын саналы тіршілік иелерінің болуына қолайлы болмас еді.
Ғаламның алғашқы кезеңдеріндегі инфляция ғаламның өте ұзақ уақыт бойы қайта сығылмайтынын білдіреді. Оған дейін барлық жұлдыздар сөніп, олардағы протондар мен нейтрондар жеңіл бөлшектер мен радиацияға айналады. Ғалам толық дерлік тәртіпсіздік күйінде болар еді. Онда күшті термодинамикалық уақыт жебесі болмайды.
Алайда, саналы тіршіліктің жұмыс істеуі үшін күшті термодинамикалық жебе қажет. Өмір сүру үшін адамдар энергияның реттелген түрі болып табылатын тамақты тұтынып, оны энергияның тәртіпсіз түрі болып табылатын жылуға айналдыруы керек. Осылайша, ғаламның сығылу фазасында саналы тіршілік болуы мүмкін емес. Бұл уақыттың термодинамикалық және космологиялық жебелерінің бір бағытты көрсетуінің түсіндірмесі. Ғаламның кеңеюі тәртіпсіздіктің артуына себеп болмайды. Керісінше, шекарасыздық шарты тәртіпсіздіктің артуына және тек кеңею фазасында ғана саналы тіршілік үшін қолайлы жағдайлардың болуына себепші болады.
Қорытындылай келе, ғылым заңдары уақыттың алға және артқа бағыттарын ажыратпайды. Дегенмен, өткенді болашақтан ажырататын кем дегенде үш уақыт жебесі бар: 1. Термодинамикалық жебе: тәртіпсіздік артатын уақыт бағыты. 2. Психологиялық жебе: біз болашақты емес, өткенді есте сақтайтын уақыт бағыты. 3. Космологиялық жебе: ғалам сығылмай, кеңейетін уақыт бағыты.
Мен психологиялық жебе негізінен термодинамикалық жебемен бірдей екенін көрсеттім. Шекарасыздық шарты айқын термодинамикалық уақыт жебесінің болуын болжайды, өйткені ғалам тегіс және реттелген күйде басталуы тиіс. Біздің бұл жебенің космологиялық жебемен сәйкестігін көруіміздің себебі — саналы тіршілік иелері тек кеңею фазасында ғана өмір сүре алады.
Адамзаттың ғаламды түсінудегі ілгерілеуі барған сайын тәртіпсіз болып жатқан ғаламда кішкентай ғана тәртіп бұрышын орнатты. Егер сіз осы кітаптағы әрбір сөзді есте сақтасаңыз, сіздің жадыңыз шамамен екі миллион ақпарат бірлігін жазып алады: миыңыздағы тәртіп шамамен екі миллион бірлікке артады. Дегенмен, кітапты оқып отырғанда сіз тамақ түріндегі кем дегенде мың калориялық реттелген энергияны айналаңыздағы ауаға конвекция мен тер арқылы жоғалтатын жылу түріндегі тәртіпсіз энергияға айналдырдыңыз. Бұл ғаламдағы тәртіпсіздікті шамамен жиырма миллион миллион миллион миллион бірлікке арттырады — бұл сіздің миыңыздағы тәртіптің артуынан он миллион миллион миллион есе көп. Және бұл тек сіз осы кітаптағы барлық нәрсені есте сақтаған жағдайда ғана. Келесі тараудан кейін мен ғаламдағы барлық нәрсені қамтитын толық бірыңғай теорияны құру жолдарын түсіндіру арқылы біздің аймағымыздағы тәртіпті сәл де болса арттыруға тырысамын.
10-ТАРАУ
ҚҰРТ ІНДЕРІ ЖӘНЕ УАҚЫТҚА САЯХАТ
Соңғы тарауда біз уақыттың неге алға қарай жылжитынын талқыладық: неге бейберекеттік артады және неге біз болашақты емес, өткенді есте сақтаймыз. Уақыт тек бір бағытта немесе екінші бағытта ғана жүруге болатын түзу теміржол желісі ретінде қарастырылды.
Бірақ егер теміржол желісінде ілмектер мен тармақтар болса ше, сонда пойыз алға қарай жүре беріп, өзі өтіп кеткен станцияға қайта оралар ма еді? Басқаша айтқанда, біреудің болашаққа немесе өткенге саяхат жасауы мүмкін бе?
Г. Уэллс «Уақыт машинасы» туындысында бұл мүмкіндіктерді зерттеген, одан кейін де көптеген ғылыми фантастика жазушылары бұған тоқталды. Соған қарамастан, ғылыми фантастикадағы су асты қайықтары мен Айға саяхат сияқты көптеген идеялар ғылыми шындыққа айналды. Сонымен, уақытқа саяхат жасаудың келешегі қандай?
Физика заңдары адамдардың уақытпен саяхаттауына шын мәнінде рұқсат беруі мүмкін екендігінің алғашқы белгісі 1949 жылы Курт Гёдель жалпы салыстырмалылық теориясы бойынша жаңа кеңістік-уақытты (кеңістік пен уақытты біртұтас төрт өлшемді континуум ретінде қарастыратын модель) ашқанда пайда болды. Гёдель — барлық ақиқат тұжырымдарды дәлелдеу мүмкін емес екенін дәлелдеумен танымал болған математик, тіпті егер сіз арифметика сияқты айқын көрінетін саладағы барлық шын тұжырымдарды дәлелдеуге тырыссаңыз да. Белгісіздік принципі сияқты, Гёдельдің толық еместік теоремасы (математикалық жүйенің өз ішінде дәлелденбейтін ақиқат тұжырымдардың болатыны туралы тұжырым) ғаламды түсіну және болжау қабілетіміздегі іргелі шектеу болуы мүмкін, бірақ әзірге ол біздің біртұтас біріккен теорияны іздеуімізге кедергі болып көрінбеді.
Гёдель жалпы салыстырмалылықпен Эйнштейнмен бірге Принстондағы Жетілдірілген зерттеулер институтында өткізген соңғы жылдарында танысты. Оның кеңістік-уақыты бүкіл ғалам айналып тұратын ерекше қасиетке ие болды. «Неге қатысты айналады? » деген сұрақ туындауы мүмкін. Жауап: алыстағы материя кішкентай гироскоптар (бағытты бағдарлауға немесе сақтауға арналған айналмалы құрылғылар) нұсқайтын бағыттарға қатысты айналар еді.
Бұл біреудің зымыранмен ұшып кетіп, аттанбай тұрып Жерге қайта оралуына мүмкіндік беретін қосымша әсер тудырды. Бұл қасиет жалпы салыстырмалылық уақытқа саяхатқа рұқсат бермейді деп ойлаған Эйнштейнді қатты ренжітті. Алайда, Эйнштейннің гравитациялық коллапс пен белгісіздік принципіне негізсіз қарсылық танытқанын ескерсек, бұл жігерлендірерлік белгі болуы мүмкін. Гёдель тапқан шешім біз өмір сүріп жатқан ғаламға сәйкес келмейді, өйткені біз ғаламның айналмайтынын көрсете аламыз. Сондай-ақ онда Эйнштейн ғалам өзгермейді деп ойлаған кезде енгізген космологиялық тұрақтының (вакуум энергиясының тығыздығын сипаттайтын сан) нөлге тең емес мәні болды. Хаббл ғаламның кеңеюін ашқаннан кейін космологиялық тұрақтының қажеті болмады және қазір ол жалпы алғанда нөлге тең деп саналады. Дегенмен, кейінірек өткенге саяхат жасауға мүмкіндік беретін басқа да негізді кеңістік-уақыттар табылды. Соның бірі — айналмалы қара құрдымның ішінде. Тағы бірі — бір-бірінің жанынан жоғары жылдамдықпен өтетін екі ғарыштық ішектен (ғарыш кеңістігіндегі жіп тәрізді гипотетикалық топологиялық дефектілер) тұратын кеңістік-уақыт. Олардың атауы айтып тұрғандай, ғарыштық ішектер — ұзындығы бар, бірақ көлденең қимасы өте кішкентай, ішекке ұқсайтын нысандар. Шын мәнінде, олар резеңке таспаларға көбірек ұқсайды, өйткені олар орасан зор керілісте — шамамен миллион миллион миллион миллион тонна салмақта болады. Жерге бекітілген ғарыштық ішек оны секундтың 1/30 бөлігінде сағатына 0-ден 60 мильге дейін үдете алады. Ғарыштық ішектер таза ғылыми фантастика сияқты көрінуі мүмкін, бірақ олар ерте ғаламда 5-тарауда талқыланған симметрияның бұзылуы нәтижесінде пайда болуы мүмкін деп сенуге негіз бар. Олар орасан зор керілісте болатындықтан және кез келген конфигурацияда басталуы мүмкін болғандықтан, түзелген кезде өте жоғары жылдамдықтарға дейін үдеуі мүмкін.
Гёдель шешімі мен ғарыштық ішек кеңістік-уақыты басынан бастап өткенге саяхат әрқашан мүмкін болатындай бұрмаланған. Құдай осындай қисайған ғаламды жаратқан болуы мүмкін, бірақ бізде ол солай істеді деп сенуге ешқандай негіз жоқ. Микротолқынды фон мен жеңіл элементтердің мөлшерін бақылау ерте ғаламда уақытқа саяхатқа мүмкіндік беретін қисықтықтың болмағанын көрсетеді. Егер шекарасыздық туралы ұсыныс дұрыс болса, теориялық тұрғыдан да осындай қорытынды шығады. Сондықтан сұрақ мынада: егер ғалам уақытқа саяхат үшін қажетті қисықтықсыз басталса, біз кейіннен кеңістік-уақыттың жергілікті аймақтарын оған мүмкіндік беретіндей жеткілікті түрде қисайта аламыз ба?
Ғылыми фантастика жазушыларын мазалайтын бұған жақын тағы бір мәселе — жұлдыздар арасындағы немесе галактикалар арасындағы жылдам саяхат. Салыстырмалылық теориясына сәйкес, ешнәрсе жарықтан жылдам қозғала алмайды. Егер біз зымыранды ең жақын Альфа Кентавра жұлдызына (шамамен төрт жарық жылы қашықтықта) жіберсек, саяхатшылардың оралып, не тапқандарын айтуы үшін кем дегенде сегіз жыл қажет болады. Егер экспедиция біздің галактиканың орталығына бағытталса, оның қайтып келуіне кем дегенде жүз мың жыл кетер еді. Салыстырмалылық теориясы бір жұбаныш береді. Бұл 2-тарауда айтылған егіздер парадоксы (қозғалыстағы бақылаушы үшін уақыттың баяу өтуінен туындайтын қайшылық).
Уақыттың бірыңғай стандарты болмағандықтан, керісінше әрбір бақылаушының өзімен бірге алып жүретін сағатымен өлшенетін өз уақыты болатындықтан, ғарыш саяхатшылары үшін бұл сапар Жерде қалғандарға қарағанда әлдеқайда қысқа болып көрінуі мүмкін. Бірақ бірнеше жасқа ғана қартайып, ғарыш сапарынан оралғанда, артыңызда қалғандардың бәрінің мыңдаған жыл бұрын өліп кеткенін көру аса қуанышты болмас еді. Сондықтан өз оқиғаларына адамдық қызығушылық тудыру үшін ғылыми фантастика жазушылары біз бір күні жарықтан жылдам саяхаттауды үйренеміз деп болжауға мәжбүр болды. Бұл авторлардың көпшілігі түсінбеген жайт: егер сіз жарықтан жылдам саяхаттай алсаңыз, салыстырмалылық теориясы бойынша өткенге де саяхаттай аласыз, мұны келесі лимерик айтып тұр:
Уайт аралынан шыққан бір жас бикеш, Жарықтан да жылдам ұшты-ау, бұл ерек. Бір күні ол жолға шықты, Салыстырмалы түрде мықты, Оралды ол кешегі түнде, не керек.
Мәселе мынада: салыстырмалылық теориясы барлық бақылаушылар келісетін уақыттың бірыңғай өлшемі жоқ дейді. Керісінше, әрбір бақылаушының өз уақыт өлшемі бар. Егер жарық жылдамдығынан төмен жылдамдықпен қозғалатын зымыран А оқиғасынан (айталық, 2012 жылғы Олимпиада ойындарындағы 100 метрге жүгірудің финалы) Б оқиғасына (айталық, Альфа Кентавра Конгресінің 100 004-ші отырысының ашылуы) жете алса, онда барлық бақылаушылар өз уақыттары бойынша А оқиғасы Б оқиғасынан бұрын болды деп келіседі. Алайда, егер хабарды Конгреске жеткізу үшін зымыран жарықтан жылдам жүруі керек болса, онда әртүрлі жылдамдықпен қозғалатын бақылаушылар А оқиғасы Б-дан бұрын болды ма, әлде керісінше ме деген мәселеде келіспеуі мүмкін. Жерге қатысты тыныштықта тұрған бақылаушының уақыты бойынша Конгресс жарыстан кейін ашылуы мүмкін. Осылайша, бұл бақылаушы зымыран жарық жылдамдығының шектеуін елемесе, А-дан Б-ға уақытында жете алады деп ойлайды. Алайда, Альфа Кентаврадағы Жерден жарық жылдамдығына жақын жылдамдықпен алыстап бара жатқан бақылаушыға Б оқиғасы — Конгрестің ашылуы, А оқиғасынан — 100 метрге жүгіруден бұрын болғандай көрінеді. Салыстырмалылық теориясы физика заңдары әртүрлі жылдамдықпен қозғалатын бақылаушылар үшін бірдей болатынын айтады. Бұл экспериментпен жақсы тексерілген және салыстырмалылықтың орнына анағұрлым жетілдірілген теория тапсақ та, бұл қасиет сақталуы мүмкін. Осылайша, қозғалыстағы бақылаушы егер жарықтан жылдам саяхаттау мүмкін болса, онда Б оқиғасынан (Конгрестің ашылуы) А оқиғасына (100 метрге жүгіру) жету мүмкін болуы керек деп айтатын еді. Егер біреу сәл жылдамырақ қозғалса, ол тіпті жарыс басталмай тұрып оралып, жеңетініне сенімді түрде бәс тіге алатын еді.
Жарық жылдамдығы кедергісін бұзуда қиындық бар. Салыстырмалылық теориясы зымыранды үдету үшін қажетті қуат жарық жылдамдығына жақындаған сайын шексіз арта түсетінін айтады. Бізде бұған зымырандармен емес, Fermilab немесе CERN (Ядролық зерттеулердің еуропалық орталығы) сияқты бөлшектер үдеткіштеріндегі элементар бөлшектермен жасалған эксперименттік дәлелдер бар. Біз бөлшектерді жарық жылдамдығының 99,99 пайызына дейін үдете аламыз, бірақ қанша қуат берсек де, оларды жарық жылдамдығы кедергісінен өткізе алмаймыз. Сол сияқты зымырандар да: қаншалықты қуатты болса да, жарық жылдамдығынан жоғары үдей алмайды.
Бұл жылдам ғарыш саяхатын да, өткенге оралуды да мүмкін емес ететіндей көрінуі мүмкін. Алайда, бір жол болуы мүмкін. Кеңістік-уақытты А және Б нүктелері арасында төте жол болатындай етіп қисайтуға болар еді. Мұның бір жолы — А және Б арасында құрт інін (кеңістіктің екі алыс нүктесін жалғайтын туннель) жасау. Аты айтып тұрғандай, құрт іні — кеңістіктің бір-бірінен өте алыс орналасқан екі жазық аймағын байланыстыра алатын кеңістік-уақыттың жіңішке түтігі.
Құрт іні арқылы өтетін қашықтық пен оның ұштарының кәдімгі жазық фондағы қашықтығы арасында ешқандай байланыс болмауы мүмкін. Сонымен, Күн жүйесінің маңынан Альфа Кентавраға апаратын құрт інін жасауды немесе табуды елестетуге болады. Кәдімгі кеңістікте Жер мен Альфа Кентавра арасы жиырма миллион миллион миль болса да, құрт іні арқылы қашықтық небәрі бірнеше миллион миль болуы мүмкін. Бұл 100 метрге жүгіру туралы хабардың Конгрестің ашылуына жетуіне мүмкіндік береді. Бірақ сонда Жерге қарай қозғалатын бақылаушы Альфа Кентаврадағы Конгрестің ашылуынан Жерге жарыс басталмай тұрып қайта оралуға мүмкіндік беретін басқа құрт інін таба алуы керек. Сонымен, құрт індері жарықтан жылдам саяхаттаудың кез келген басқа түрі сияқты, өткенге саяхат жасауға мүмкіндік береді.
Кеңістік-уақыттың әртүрлі аймақтары арасындағы құрт індері идеясы ғылыми фантастика жазушыларының ойлап тапқаны емес, өте беделді дереккөзден шыққан. 1935 жылы Эйнштейн мен Натан Розен мақала жазып, онда жалпы салыстырмалылық олар «көпірлер» деп атаған, бірақ қазір құрт індері ретінде белгілі нысандарға рұқсат беретінін көрсетті. Эйнштейн-Розен көпірлері зымыран өтіп үлгеретіндей ұзақ сақталмады: құрт іні үзіліп кеткенде, кеме сингулярлыққа (физика заңдары қолданылмайтын, тығыздық шексіз болатын нүкте) тап болар еді. Алайда, дамыған өркениеттің құрт інін ашық ұстауы мүмкін екендігі туралы болжам жасалды. Бұл үшін немесе уақытқа саяхатқа мүмкіндік беретін кез келген басқа тәсілмен кеңістік-уақытты қисайту үшін, ер тоқымның беті сияқты теріс қисықтығы (кеңістіктің ішке емес, сыртқа қарай иілуі) бар кеңістік-уақыт аймағы қажет екенін көрсетуге болады. Оң энергия тығыздығына ие қарапайым материя кеңістік-уақытқа сфераның беті сияқты оң қисықтық береді. Сонымен, өткенге саяхат жасау үшін теріс энергия тығыздығы бар материя қажет.
Энергия ақша сияқты: егер сізде оң теңгерім болса, оны әртүрлі жолмен таратуға болады, бірақ ғасырдың басында сенген классикалық заңдар бойынша сізге «шоттан артық жұмсауға» (овердрафт) рұқсат берілмейтін. Осылайша, бұл классикалық заңдар уақытқа саяхат жасаудың кез келген мүмкіндігін жоққа шығаратын еді. Алайда, бұрынғы тарауларда сипатталғандай, классикалық заңдарды белгісіздік принципіне негізделген кванттық заңдар алмастырды. Кванттық заңдар ертерек және егер жалпы теңгерім оң болса, бір немесе екі шотта «қарызға кіруге» мүмкіндік береді. Басқаша айтқанда, кванттық теория кейбір жерлерде энергия тығыздығының теріс болуына мүмкіндік береді, егер бұл басқа жерлердегі оң энергия тығыздығымен өтелсе, сонда жалпы энергия оң болып қалады. Кванттық теорияның теріс энергия тығыздығына қалай мүмкіндік беретінінің мысалы ретінде Казимир эффектісін (вакуумдағы екі пластина арасындағы кванттық тартылыс күші) келтіруге болады.
7-тарауда көргеніміздей, тіпті біз «бос» деп санайтын кеңістік те бірге пайда болатын, бір-бірінен алшақтайтын, содан кейін қайтадан бірігіп, бір-бірін жоятын виртуалды бөлшектер мен антибөлшектер жұбына толы. Енді бір-бірінен қысқа қашықтықта орналасқан екі параллель металл пластина бар делік. Пластиналар виртуалды фотондар немесе жарық бөлшектері үшін айна рөлін атқарады. Шын мәнінде, олар өз арасында тек белгілі бір дыбыстарда ғана резонанс тудыратын орган түтігі сияқты қуыс түзеді. Бұл виртуалды фотондар пластиналар арасындағы кеңістікте тек олардың толқын ұзындығы (бір толқын шыңы мен келесі шың арасындағы қашықтық) пластиналар арасындағы саңылауға бүтін сан рет сыйған жағдайда ғана пайда бола алатынын білдіреді. Егер қуыстың ені бүтін сан толқын ұзындығы мен толқын ұзындығының бір бөлігіне тең болса, онда пластиналар арасында алға-артқа бірнеше рет шағылысқаннан кейін бір толқынның шыңы екіншісінің ойығымен сәйкес келіп, толқындар бір-бірін жояды.
Пластиналар арасындағы виртуалды фотондар тек резонанстық толқын ұзындықтарына ие бола алатындықтан, олардың саны виртуалды фотондар кез келген толқын ұзындығына ие бола алатын пластиналардан тыс аймаққа қарағанда сәл аз болады. Осылайша, пластиналардың ішкі беттеріне соғылатын виртуалды фотондар сыртқы беттерге соғылатындарға қарағанда сәл аз болады. Сондықтан пластиналарды бір-біріне итеретін күш болады деп күтуге болады. Бұл күш шын мәнінде байқалды және болжанған мәнге ие болды. Сонымен, бізде виртуалды бөлшектердің бар екендігінің және олардың нақты әсерлері болатындығының эксперименттік дәлелдері бар.
Пластиналар арасындағы виртуалды фотондардың аз болуы олардың энергия тығыздығы басқа жерлерге қарағанда аз болатынын білдіреді. Бірақ пластиналардан алыс орналасқан «бос» кеңістіктегі жалпы энергия тығыздығы нөлге тең болуы керек, әйтпесе энергия тығыздығы кеңістікті қисайтып, ол жазық болмас еді. Сонымен, егер пластиналар арасындағы энергия тығыздығы алыстағы энергия тығыздығынан аз болса, ол теріс болуы тиіс.
Осылайша, бізде кеңістік-уақыттың қисаюы мүмкін екендігінің де (тұтылу кезіндегі жарықтың ауытқуынан) және оның уақытқа саяхатқа мүмкіндік беретіндей қисаюы мүмкін екендігінің де (Казимир эффектісінен) эксперименттік дәлелдері бар. Сондықтан біз ғылым мен технология дамыған сайын, ақыр соңында уақыт машинасын жасай аламыз деп үміттенуге болады. Бірақ солай болса, неге болашақтан ешкім келіп, мұны қалай жасау керектігін айтпады? Біздің қазіргі дамуымыздың қарапайым деңгейінде уақытқа саяхаттың құпиясын бізге берудің ақылсыздық болатынына жақсы себептер болуы мүмкін, бірақ адам табиғаты түбегейлі өзгермесе, болашақтан келген қандай да бір қонақ бұл құпияны абайсызда айтып қоймас па еді деп сену қиын. Әрине, кейбір адамдар НЛО-ны (Ұшатын белгісіз нысандар) көру — бізге өзге планеталықтардың немесе болашақтан келген адамдардың келуінің дәлелі деп мәлімдейді. (Егер өзге планеталықтар мұнда қолайлы уақытта жететін болса, оларға жарықтан жылдам саяхат керек болар еді, сондықтан бұл екі мүмкіндік бір-біріне барабар болуы мүмкін).
Дегенмен, мен өзге планеталықтардың немесе болашақтан келген адамдардың кез келген сапары әлдеқайда анық және, бәлкім, әлдеқайда жағымсыз болар еді деп ойлаймын. Егер олар өздерін мүлдем ашатын болса, неге тек дамудың қазіргі деңгейінде емес адамдарға ғана көрінеді?
сенімді куәгерлер ретінде қарастырыла ма? Егер олар бізді қандай да бір үлкен қауіптен сақтандырғысы келсе, бұл әрекеттері онша тиімді болмай тұр.
Болашақтан келушілердің жоқтығын түсіндірудің бір жолы — өткен шақ белгілі бір қалыпқа түскен деп айту болар еді, өйткені біз оны бақыладық және оның болашақтан кері оралуға мүмкіндік беретіндей қисықтығы жоқ екенін көрдік. Екінші жағынан, болашақ белгісіз әрі ашық, сондықтан онда қажетті қисықтық болуы әбден мүмкін. Бұл кез келген уақыт саяхаты тек болашақпен шектеледі дегенді білдіреді. Бұл жағдайда капитан Кирк пен «Энтерпрайз» жұлдызды кемесінің қазіргі уақытта пайда болуына еш мүмкіндік жоқ.
Бұл бізді неге болашақтан келген туристер әлі басып алмағанын түсіндіруі мүмкін, бірақ бұл адамның артқа қайтып, тарихты өзгерту мүмкіндігінен туындайтын мәселелерді шешпейді. Мысалы, сіз артқа қайтып, арғы атаңызды ол әлі бала кезінде өлтіріп тастадыңыз делік. Бұл парадокстың көптеген нұсқалары бар, бірақ олардың мәні бірдей: егер адам өткенді өзгертуге ерікті болса, қарама-қайшылықтар туындайды.
Уақыт парадокстарын шешу жолдары
Уақыт саяхаты тудыратын парадокстарды шешудің екі ықтимал жолы бар сияқты. Біріншісін мен үйлесімді тарихтар тәсілі (уақыт пен кеңістіктегі оқиғалар физика заңдарына қайшы келмеуі тиіс деген көзқарас) деп атаймын. Бұл көзқарас бойынша, егер тарих сіздің өткенге әлдеқашан келгеніңізді және онда арғы атаңызды өлтірмей, қазіргі жағдайыңызға қайшы келетін басқа да әрекеттер жасамағаныңызды көрсетсе ғана артқа қайта аласыз. Сонымен қатар, артқа қайтқанда сіз жазылған тарихты өзгерте алмайсыз.
Бұл сізде өзіңіз қалаған нәрсені істеуге ерік-жігер болмайтынын білдіреді. Әрине, ерік-жігердің өзі бір елес деп айтуға болады. Егер бәрін басқаратын толық бірыңғай теория шынымен болса, ол сіздің іс-әрекеттеріңізді де алдын ала анықтайтын шығар. Бірақ ол мұны адам сияқты күрделі ағза үшін есептеп шығару мүмкін емес жолмен жасайды. Біз адамдардың ерік-жігері бар деп айтатынымыздың себебі — олардың не істейтінін болжай алмайтындығымызда. Алайда, егер адам зымыранмен ұшып кетіп, аттанған уақытынан бұрын қайтып келсе, біз оның не істейтінін болжай аламыз, өйткені бұл жазылған тарихтың бір бөлігі болады. Демек, мұндай жағдайда уақыт саяхатшысының ерік-жігері болмайды.
Уақыт саяхаты парадокстарын шешудің екінші жолы баламалы тарихтар гипотезасы (уақыт саяхатшысы өткенге барғанда жазылған тарихтан өзгеше, жаңа тарихи тармаққа түседі деген болжам) деп аталуы мүмкін. Мұнда саяхатшылар алдыңғы тарихпен шектелмей, еркін әрекет ете алады. Стивен Спилберг «Болашаққа оралу» фильмдерінде бұл идеямен қызықты тәжірибе жасады: Марти Макфлай артқа қайтып, ата-анасының таныстығын неғұрлым сәтті тарихқа өзгерте алды.
Баламалы тарихтар гипотезасы Ричард Фейнманның 4 және 8-тарауларда сипатталған кванттық теорияны «тарихтар бойынша қосынды» ретінде көрсету тәсіліне ұқсайды. Бұл әлемнің тек бір ғана тарихы емес, керісінше, әрқайсысының өз ықтималдығы бар барлық мүмкін болатын тарихтары бар дегенді білдіреді. Алайда Фейнманның ұсынысы мен баламалы тарихтар арасында маңызды айырмашылық бар сияқты. Фейнманның қосындысында әрбір тарих толық уақыт пен кеңістікті және ондағы барлық нәрсені қамтиды. Уақыт пен кеңістік өткенге зымыранмен саяхаттауға болатындай қисайған болуы мүмкін. Бірақ зымыран сол кеңістік пен уақытта, демек, сол тарихта қалады, сондықтан ол үйлесімді болуы керек. Осылайша, Фейнманның тарихтар бойынша қосындысы баламалы тарихтардан гөрі, үйлесімді тарихтар гипотезасын көбірек қолдайтын сияқты.
Фейнманның тарихтар бойынша қосындысы микроскопиялық деңгейде өткенге саяхаттауға мүмкіндік береді. 9-тарауда біз ғылым заңдары C, P және T операцияларының комбинацияларынан өзгермейтінін көрдік. Бұл сағат тіліне қарсы бағытта айналып, А-дан Б-ға қозғалатын антибөлшекті (қарапайым бөлшекке қарама-қайшы қасиеттері бар бөлшек) сағат тілімен айналып, уақыт бойынша Б-дан А-ға артқа қозғалатын қарапайым бөлшек ретінде қарастыруға болады дегенді білдіреді. Сол сияқты, уақыт бойынша алға қозғалатын қарапайым бөлшек уақыт бойынша артқа қозғалатын антибөлшекке тең. Осы тарауда және 7-тарауда талқыланғандай, «бос» кеңістік бірге пайда болып, бір-бірінен алшақтап, содан кейін қайтадан бірігіп, бірін-бірі жоятын виртуалды бөлшектер мен антибөлшектер жұптарына толы.
Сонымен, бұл жұпты кеңістік пен уақыттағы тұйық контур бойымен қозғалатын жалғыз бөлшек ретінде қарастыруға болады. Жұп уақыт бойынша алға қозғалғанда (пайда болған сәттен жойылған сәтке дейін), ол бөлшек деп аталады. Ал бөлшек уақыт бойынша артқа саяхаттағанда (жұп жойылған сәттен пайда болған сәтке дейін), ол уақыт бойынша алға қозғалатын антибөлшек болып саналады.
Қара құрдымдардың бөлшектер мен радиация шығаруын түсіндіру (7-тарауда берілген) — виртуалды бөлшек/антибөлшек жұбының бір мүшесі (айталық, антибөлшек) қара құрдымға түсіп, екінші мүшесін жоятын серіксіз қалдыруы мүмкін дегенге негізделген. Жалғыз қалған бөлшек те құрдымға түсуі мүмкін, бірақ ол қара құрдымның маңынан қашып құтылуы да ықтимал. Егер солай болса, алыстағы бақылаушыға ол қара құрдымнан шыққан бөлшек болып көрінеді.
Дегенмен, қара құрдымнан сәуле шығару механизмін басқаша, бірақ баламалы интуитивті бейнеде қарастыруға болады. Қара құрдымға түскен виртуалды жұптың мүшесін (айталық, антибөлшек) құрдымнан уақыт бойынша артқа қарай шығып келе жатқан бөлшек ретінде қарастыруға болады. Ол виртуалды бөлшек/антибөлшек жұбы бірге пайда болған нүктеге жеткенде, гравитациялық өріс арқылы шашырап, уақыт бойынша алға қозғалатын және қара құрдымнан қашатын бөлшекке айналады. Егер оның орнына құрдымға виртуалды жұптың бөлшек мүшесі түссе, оны уақыт бойынша артқа саяхаттап, қара құрдымнан шығып жатқан антибөлшек деп санауға болар еді. Осылайша, қара құрдымдардың радиациясы кванттық теорияның микроскопиялық деңгейде уақыт бойынша артқа саяхаттауға мүмкіндік беретінін және мұндай саяхаттың байқалатын нәтижелер бере алатынын көрсетеді.
Сондықтан мынадай сұрақ туындайды: кванттық теория адамдар пайдалана алатын макроскопиялық деңгейде уақыт саяхатына жол бере ме? Бір қарағанда, иә сияқты көрінеді. Фейнманның тарихтар бойынша қосындысы барлық тарихтарды қамтуы тиіс. Демек, оған кеңістік пен уақыт өткенге саяхаттауға болатындай қисайған тарихтар да кіруі керек. Олай болса, бізде тарихқа қатысты неге мәселе туындамайды? Мысалы, біреу өткенге барып, нацистерге атом бомбасының құпиясын беріп қойса не болар еді?
Егер мен хронологияны қорғау болжамы (физика заңдары макроскопиялық денелердің ақпаратты өткенге тасуына жол бермеу үшін «астыртын келісіп» әрекет етеді деген тұжырым) деп атайтын нәрсе орындалса, бұл мәселелерден құтылуға болады. Көрініп тұрған космостық цензура болжамы сияқты, бұл да әлі дәлелденген жоқ, бірақ оның шындық екеніне сенуге негіздер бар.
Хронологияны қорғаудың жұмыс істейтініне сенудің себебі — кеңістік пен уақыт өткенге саяхаттауға мүмкіндік беретіндей қисайғанда, тұйық контурлармен қозғалатын виртуалды бөлшектер жарық жылдамдығында немесе одан төмен жылдамдықта алға қарай қозғалатын нақты бөлшектерге айналуы мүмкін. Бұл бөлшектер контурды кез келген рет айналып өте алатындықтан, олар өз жолындағы әрбір нүктені көп рет басып өтеді. Осылайша, олардың энергиясы қайта-қайта есептеліп, энергия тығыздығы өте жоғары болады. Бұл кеңістік пен уақытқа өткенге саяхаттауға жол бермейтін оң қисықтық беруі мүмкін. Бұл бөлшектердің оң немесе теріс қисықтық тудыратыны немесе виртуалды бөлшектердің кейбір түрлері тудырған қисықтық басқаларымен жойылатыны әзірге белгісіз. Сондықтан уақыт саяхатының мүмкіндігі ашық күйінде қалып отыр. Бірақ мен оған бәс тікпес едім. Менің қарсыласым болашақты білу арқылы әділетсіз артықшылыққа ие болуы мүмкін.
11-ТАРАУ
ФИЗИКАНЫҢ БІРІГУІ
Бірінші тарауда айтылғандай, бүкіл әлемнің толық бірыңғай теориясын бірден құрастыру өте қиын болар еді. Сондықтан біз белгілі бір оқиғалар ауқымын сипаттайтын жекелеген теорияларды тауып, басқа әсерлерді ескермей немесе оларды белгілі бір сандармен жуықтату арқылы алға жылжып келеміз. (Мысалы, химия бізге атом ядросының ішкі құрылымын білмей-ақ, атомдардың өзара әрекеттесуін есептеуге мүмкіндік береді. )
Дегенмен, түптің түбінде осы дербес теориялардың бәрін жуықтау ретінде қамтитын және фактілерге сәйкестендіру үшін ерікті сандарды түзетуді қажет етпейтін толық, үйлесімді, бірыңғай теорияны табуға үміт бар. Мұндай теорияны іздеу физиканың бірігуі (табиғаттың барлық іргелі күштерін бір ортақ заңдылыққа бағындыру) ретінде белгілі. Эйнштейн өмірінің соңғы жылдарының көбін бірыңғай теорияны сәтсіз іздеумен өткізді, бірақ ол кезде уақыт әлі пісіп-жетілмеген еді: гравитация мен электромагниттік күштің дербес теориялары болғанымен, ядролық күштер туралы өте аз белгілі болатын. Сонымен қатар, Эйнштейн кванттық механиканың дамуында маңызды рөл атқарғанына қарамастан, оның шындығына сенуден бас тартты. Дегенмен, анықталмағандық принципі біз өмір сүріп жатқан әлемнің іргелі ерекшелігі сияқты. Сондықтан сәтті бірыңғай теория міндетті түрде осы принципті қамтуы тиіс.
Мен сипаттайтынымдай, қазір мұндай теорияны табу мүмкіндігі әлдеқайда жоғары көрінеді, өйткені біз ғалам туралы әлдеқайда көп білеміз. Бірақ біз шектен тыс сенімділіктен сақ болуымыз керек — бұған дейін де жалған үміттер болған! Мысалы, осы ғасырдың басында барлық нәрсені серпімділік және жылу өткізгіштік сияқты үздіксіз материяның қасиеттерімен түсіндіруге болады деп есептелді. Атом құрылымының ашылуы және анықталмағандық принципі бұған үзілді-кесілді нүкте қойды. Тағы да, 1928 жылы физик және Нобель сыйлығының иегері Макс Борн Геттинген университетіне келген қонақтар тобына: «Физика, біз білетіндей, алты айдан кейін аяқталады», — деді. Оның сенімі Дирақтың электронды басқаратын теңдеуді жақында ашуына негізделген еді. Сол кезде белгілі болған жалғыз басқа бөлшек — протон да осындай теңдеуге бағынады және бұл теориялық физиканың соңы болады деп есептелді. Алайда нейтронның және ядролық күштердің ашылуы бұл сенімнің де тас-талқанын шығарды. Осыны айта отырып, мен табиғаттың соңғы заңдарын іздеудің соңына жақын қалған болуымыз мүмкін деген сақтықпен айтылған оптимизмге әлі де негіз бар деп сенемін.
Алдыңғы тарауларда мен жалпы салыстырмалылықты, гравитацияның дербес теориясын және әлсіз, күшті және электромагниттік күштерді басқаратын дербес теорияларды сипаттадым. Соңғы үшеуін ұлы бірігу теорияларына (GUTs – іргелі күштерді біріктіруге бағытталған теориялар) біріктіруге болады, бірақ олар онша қанағаттанарлық емес, өйткені олар гравитацияны қамтымайды және теориядан болжауға болмайтын, бірақ бақылауларға сәйкес келуі үшін таңдалуы керек әртүрлі бөлшектердің салыстырмалы массалары сияқты бірқатар шамаларды қамтиды.
Гравитацияны басқа күштермен біріктіретін теорияны табудағы негізгі қиындық — жалпы салыстырмалылықтың «классикалық» теория болуында; яғни ол кванттық механиканың анықталмағандық принципін қамтымайды. Екінші жағынан, басқа дербес теориялар кванттық механикаға тікелей тәуелді. Сондықтан қажетті алғашқы қадам — жалпы салыстырмалылықты анықталмағандық принципімен біріктіру. Көргеніміздей, бұл қара құрдымдардың қара емес екендігі және ғаламның ешқандай ерекшеліктері жоқ, толықтай дербес және шекарасыз екендігі сияқты таңқаларлық салдарларға әкелуі мүмкін.
Мәселе мынада, 7-тарауда түсіндірілгендей, анықталмағандық принципі тіпті «бос» кеңістіктің виртуалды бөлшектер мен антибөлшектер жұптарына толы екенін білдіреді. Бұл жұптардың энергиясы шексіз болады, демек, Эйнштейннің әйгілі E = mc² теңдеуі бойынша олардың массасы да шексіз болады. Олардың гравитациялық тартылысы ғаламды шексіз кішкентай өлшемге дейін қисайтып жіберер еді.
Осыған ұқсас, қисынсыз болып көрінетін шексіздіктер басқа дербес теорияларда да кездеседі, бірақ бұл жағдайлардың барлығында шексіздіктерді ренормализация (математикалық есептеулердегі мағынасыз шексіздіктерді өзара жою арқылы нақты нәтиже алу әдісі) деп аталатын процесс арқылы жоюға болады. Бұл басқа шексіздіктерді енгізу арқылы шексіздіктерді жоюды қамтиды. Бұл әдіс математикалық тұрғыдан күмәнді болса да, іс жүзінде жұмыс істейтін сияқты және бұл теориялар бақылаулармен өте жоғары дәлдікпен сәйкес келетін болжамдар жасау үшін қолданылды. Алайда, ренормализацияның толық теорияны табу тұрғысынан үлкен кемшілігі бар, өйткені бұл массалардың нақты мәндерін және күштердің қуатын теориядан болжау мүмкін емес, бірақ оларды бақылауларға сәйкес келу үшін таңдау керек дегенді білдіреді.
Анықталмағандық принципін жалпы салыстырмалылыққа енгізуге тырысқанда, реттеуге болатын екі шама ғана бар: гравитацияның күші және космологиялық тұрақтының мәні. Бірақ бұларды реттеу барлық шексіздіктерді жою үшін жеткілікті емес. Сондықтан кеңістік-уақыттың қисықтығы сияқты кейбір шамалар шынымен шексіз деп болжайтын теория пайда болады, бірақ бұл шамаларды бақылап, олардың шекті екенін өлшеуге болады!
Жалпы салыстырмалылық пен анықталмағандық принципін біріктірудегі бұл мәселе біраз уақыттан бері күдік тудырған еді, бірақ соңында 1972 жылы егжей-тегжейлі есептеулермен расталды. Төрт жылдан кейін супергравитация (гравитацияны өзге іргелі күштермен және бөлшектермен біріктіруге тырысатын теория) деп аталатын ықтимал шешім ұсынылды. Идея гравитациялық күшті тасымалдайтын спині 2 болатын гравитон деп аталатын бөлшекті спині 3/2, 1, 1/2 және 0 болатын кейбір басқа бөлшектермен біріктіру болды.
Белгілі бір мағынада, бұл бөлшектердің барлығын бірдей «супербөлшектің» әртүрлі аспектілері ретінде қарастыруға болады, осылайша спині 1/2 және 3/2 болатын материя бөлшектерін спині 0, 1 және 2 болатын күш тасымалдаушы бөлшектермен біріктіреді. Спині 1/2 және 3/2 виртуалды бөлшек/антибөлшек жұптары теріс энергияға ие болады, сондықтан спині 2, 1 және 0 виртуалды жұптардың оң энергиясын жоюға бейім болады. Бұл көптеген ықтимал шексіздіктердің жойылуына әкеледі, бірақ кейбір шексіздіктер әлі де қалуы мүмкін деген күдік болды. Алайда, жойылмай қалған шексіздіктердің бар-жоғын анықтау үшін қажет есептеулер соншалықты ұзақ әрі қиын болғандықтан, оларды ешкім қолға алуға дайын болмады. Тіпті компьютермен де бұл кем дегенде төрт жылға созылады деп есептелді және қате жіберу ықтималдығы өте жоғары еді.
Осы мәселелерге және супергравитация теорияларындағы бөлшектер бақыланатын бөлшектерге сәйкес келмейтіндей көрінгеніне қарамастан, ғалымдардың көбі супергравитация физиканың бірігуі мәселесінің дұрыс жауабы болуы мүмкін деп сенді. Алайда 1984 жылы шектік теориялар (ішектер теориясы – әлемнің негізі нүктелік бөлшектерден емес, тербелмелі жіпшелерден тұрады деген тұжырым) деп аталатын теориялардың пайдасына көзқарас айтарлықтай өзгерді. Бұл теорияларда негізгі объектілер кеңістіктің бір нүктесін алатын бөлшектер емес, ұзындығы бар, бірақ басқа өлшемі жоқ, шексіз жіңішке жіп тәрізді нәрселер. Бұл ішектердің ұштары болуы мүмкін (ашық ішектер) немесе олар тұйық контурларға (тұйық ішектер) біріктірілуі мүмкін (11:1-сурет және 11:2-сурет).
11:1 және 11:2 суреттер
Бөлшек уақыттың әр сәтінде кеңістіктің бір нүктесін алады. Осылайша, оның тарихын кеңістік пен уақыттағы сызықпен («әлемдік сызық») көрсетуге болады. Ал ішек болса, уақыттың әр сәтінде кеңістіктегі сызықты алады. Сонымен, оның кеңістік-уақыттағы тарихы «әлемдік парақ» деп аталатын екі өлшемді бет болып табылады. (Мұндай әлемдік парақтағы кез келген нүктені екі санмен сипаттауға болады, олардың бірі уақытты, екіншісі нүктенің ішектегі орнын көрсетеді. ) Ашық ішектің әлемдік парағы жолақ болып табылады: оның жиектері ішек ұштарының кеңістік-уақыт арқылы өтетін жолдарын көрсетеді (11:1-сурет). Тұйық ішектің әлемдік парағы цилиндр немесе түтік болып табылады (11:2-сурет): түтіктің қимасы — бұл ішектің белгілі бір уақыттағы орнын көрсетеді.
Екі ішек бірігіп, бір ішекті құрай алады; ашық ішектер жағдайында олар жай ғана ұштарымен қосылады (11:3-сурет), ал тұйық ішектер жағдайында бұл шалбардың екі балағының бірігуіне ұқсайды (11:4-сурет).
11:3 сурет
11:4 сурет
Сол сияқты, бір ішек екіге бөлінуі мүмкін. Шектік теорияларда бұрын бөлшектер деп есептелген нәрселер енді тербеліп тұрған батпырауық жібіндегі толқындар сияқты ішек бойымен таралатын толқындар ретінде қарастырылады. Бір бөлшектің екіншісінен бөлінуі немесе жұтылуы ішектердің бөлінуіне немесе бірігуіне сәйкес келеді. Мысалы, күннің жерге тигізетін гравитациялық күші бөлшектер теориясында күндегі бөлшектің гравитон шығаруы және оның жердегі бөлшек тарапынан жұтылуы ретінде сипатталды (11:5-сурет).
11:5 және 11:6 суреттері
Струналар теориясында бұл процесс Н-тәрізді түтікке немесе құбырға сәйкес келеді (11:6-сурет) (белгілі бір мағынада струналар теориясы — бөлшектерді нүкте емес, бір өлшемді тербелмелі жіптер ретінде қарастыратын физикалық модель — сантехникаға ұқсайды). Н әрпінің екі тік жағы Күн мен Жердегі бөлшектерге, ал көлденең сызығы олардың арасында қозғалатын гравитонға (гравитациялық күшті тасымалдайтын гипотетикалық бөлшек) сәйкес келеді.
Струналар теориясының қызықты тарихы бар. Ол бастапқыда 1960-жылдардың соңында күшті өзара әрекеттесуді (атом ядросының ішіндегі кварктарды ұстап тұратын күш) сипаттайтын теорияны табу әрекеті ретінде ойлап табылды. Идея бойынша, протон мен нейтрон сияқты бөлшектерді струнадағы толқындар ретінде қарастыруға болатын еді. Бөлшектер арасындағы күшті өзара әрекеттесулер өрмекшінің торы сияқты струна бөліктерінің арасындағы басқа струналарға сәйкес келуі тиіс болатын. Бұл теория бөлшектер арасындағы күшті өзара әрекеттесудің бақыланатын мәнін беруі үшін, струналар тарту күші шамамен он тонна болатын резеңке таспаларға ұқсауы керек еді.
1974 жылы Парижден келген Жоэль Шерк пен Калифорния технологиялық институтынан Джон Шварц мақала жариялап, онда струналар теориясы гравитациялық күшті сипаттай алатынын көрсетті, бірақ бұл үшін струнадағы керілу күші өте жоғары, шамамен миллион миллион миллион миллион миллион миллион тонна (бірден кейін отыз тоғыз нөлі бар сан) болуы керек еді. Струналар теориясының болжамдары қалыпты ұзындық шкаласында жалпы салыстырмалылық теориясымен бірдей болар еді, бірақ олар өте кішкентай қашықтықтарда, сантиметрдің миллиард миллиард миллиард миллиард миллиардтан бір бөлігінен аз (бір сантиметрді бірден кейін отыз үш нөлі бар санға бөлгендегі мән) айтарлықтай ерекшеленетін еді. Дегенмен, олардың жұмысына көп көңіл бөлінбеді, өйткені дәл сол уақытта адамдардың көбі күшті өзара әрекеттесудің бастапқы струналар теориясынан бас тартып, бақылауларға әлдеқайда жақсы сәйкес келетін кварктар мен глюондарға негізделген теорияға ауысты. Шерк қайғылы жағдайда қайтыс болды (ол қант диабетімен ауырған және қасында ешкім жоқ кезде инсулин инъекциясын ала алмай, комаға түскен). Осылайша, Шварц струналар теориясының жалғыз жақтаушысы болып қалды, бірақ енді ол струна керілуінің әлдеқайда жоғары мәнін ұсынды.
1984 жылы струналарға деген қызығушылық кенеттен екі себепке байланысты қайта оянды. Біріншісі, адамдар супергравитацияның шекті екенін немесе біз бақылайтын бөлшектердің түрлерін түсіндіре алатынын көрсетуде ілгерілей алмады. Екіншісі, Лондонның Куин Мэри колледжінен Джон Шварц пен Майк Гриннің мақаласының жарық көруі болды, онда олар струналар теориясы біз бақылайтын кейбір бөлшектер сияқты "солақайлық" қасиеті бар бөлшектердің бар болуын түсіндіре алатынын көрсетті. Қандай себеп болмасын, көптеген адамдар көп ұзамай струналар теориясымен айналыса бастады және біз бақылайтын бөлшектер түрлерін түсіндіре алатындай көрінетін гетеротикалық струна (струналар теориясының кванттық үйлесімділікті қамтамасыз ететін ерекше нұсқасы) деп аталатын жаңа нұсқа жасалды.
Струналар теориялары да шексіздіктерге әкеледі, бірақ гетеротикалық струна сияқты нұсқаларда олардың бәрі жойылып кетеді деп есептеледі (бірақ бұл әлі нақты белгілі емес). Дегенмен, струналар теорияларының үлкенірек мәселесі бар: олар тек уақыт-кеңістіктің үйреншікті төртеудің орнына он немесе жиырма алты өлшемі болғанда ғана үйлесімді болып көрінеді! Әрине, уақыт-кеңістіктің қосымша өлшемдері ғылыми фантастикада үйреншікті жағдай; расында да, олар жалпы салыстырмалылықтың жарық жылдамдығынан жылдам саяхаттауға немесе уақытқа кері оралуға болмайтыны туралы шектеуін еңсерудің тамаша жолын ұсынады (10-тарауды қараңыз). Идея — қосымша өлшемдер арқылы төте жолмен жүру. Мұны келесідей елестетуге болады.
Біз өмір сүретін кеңістіктің тек екі өлшемі бар және ол <span data-term="true">анкерлік сақина немесе торус</span> (пончик тәрізді геометриялық пішін) беті сияқты қисайған деп елестетіңіз (11:7-сурет).
11:7-сурет
Егер сіз сақинаның ішкі жиегінің бір жағында болып, екінші жағындағы нүктеге жеткіңіз келсе, сізге сақинаның ішкі жиегін айналып өту керек болады. Алайда, егер сіз үшінші өлшеммен жүре алсаңыз, тура кесіп өте алар едіңіз.
Егер бұл қосымша өлшемдер шынымен бар болса, біз оларды неге байқамаймыз? Неліктен біз тек үш кеңістік өлшемін және бір уақыт өлшемін көреміз? Ұсыныс бойынша, басқа өлшемдер дюймнің миллион миллион миллион миллион миллионнан бір бөлігіндей өте кішкентай өлшемді кеңістікке бүктелген. Бұл соншалықты кішкентай болғандықтан, біз оны байқамаймыз: біз тек уақыт-кеңістік айтарлықтай тегіс болатын бір уақыт өлшемін және үш кеңістік өлшемін көреміз. Бұл сабанның бетіне ұқсайды. Егер сіз оған жақыннан қарасаңыз, оның екі өлшемді екенін көресіз (сабандағы нүктенің орны екі санмен сипатталады: сабан бойындағы ұзындық және шеңбер бойындағы қашықтық). Бірақ егер сіз оған алыстан қарасаңыз, сабанның қалыңдығын көрмейсіз және ол бір өлшемді болып көрінеді (нүктенің орны тек сабан бойындағы ұзындықпен анықталады). Уақыт-кеңістік те солай: өте кішкентай масштабта ол он өлшемді және қатты қисайған, бірақ үлкенірек масштабта сіз қисықтықты немесе қосымша өлшемдерді көрмейсіз. Егер бұл сурет дұрыс болса, бұл болашақ ғарыш саяхатшылары үшін жаман жаңалық: қосымша өлшемдер ғарыш кемесі өте алмайтындай тым кішкентай болар еді. Дегенмен, бұл тағы бір маңызды мәселені тудырады. Неліктен өлшемдердің бәрі емес, тек кейбіреулері кішкентай шарға айналып бүктелген? Шамасы, ғаламның ең алғашқы кезеңінде барлық өлшемдер өте қисық болған. Неліктен бір уақыт өлшемі мен үш кеңістік өлшемі жазылып тегістелді де, қалған өлшемдер тығыз бүктелген күйде қалды?
Мүмкін болатын жауаптардың бірі — антроптық принцип (ғаламның заңдылықтары бақылаушының бар болуына қолайлы болуы тиіс деген түсінік). Екі кеңістік өлшемі біз сияқты күрделі тіршілік иелерінің дамуына жеткіліксіз сияқты. Мысалы, бір өлшемді жерде өмір сүретін екі өлшемді жануарлар бір-бірінен өту үшін бірінің үстінен бірі өрмелеп шығуы керек болар еді. Егер екі өлшемді тіршілік иесі толық қорытылмайтын бірдеңе жесе, ол қалдықтарды жұтқан жолымен қайта шығаруға мәжбүр болар еді, өйткені оның денесі арқылы өтетін жол (ас қорыту жүйесі) болса, ол мақұлықты екі бөлек бөлікке бөліп жіберер еді: біздің екі өлшемді тіршілік иеміз бөлшектеніп қалар еді (11:8-сурет). Сол сияқты, екі өлшемді жануарда қан айналымы қалай болатынын елестету қиын.
11:8-сурет
Үштен көп кеңістік өлшемдерінде де мәселелер туындар еді. Екі дене арасындағы гравитациялық күш үш өлшемге қарағанда қашықтық ұлғайған сайын тезірек азаятын болады. (Үш өлшемде қашықтықты екі есе арттырса, гравитациялық күш 1/4-ке дейін төмендейді. Төрт өлшемде ол 1/5-ке, бес өлшемде 1/6-ға және т. б. дейін төмендер еді. ) Мұның маңыздылығы сол, Күн жүйесіндегі Жер сияқты планеталардың орбиталары тұрақсыз болар еді: дөңгелек орбитадан сәл ғана ауытқу (мысалы, басқа планеталардың тартылыс күші әсерінен) Жердің Күннен алыстап кетуіне немесе Күнге құлауына әкеп соқтырар еді. Біз не қатып қалар едік, не жанып кетер едік. Шын мәнінде, гравитацияның үштен көп кеңістік өлшеміндегі мұндай мінез-құлқы Күннің қысым мен гравитация теңгерілген тұрақты күйде өмір сүре алмайтынын білдіреді. Ол не бөлшектеніп кетеді, не коллапсқа ұшырап, қара құдымға айналады. Қалай болғанда да, ол Жердегі тіршілік үшін жылу мен жарық көзі ретінде жарамсыз болар еді. Кішірек масштабта атомдағы ядроның айналасында электрондардың қозғалысын тудыратын электрлік күштер де гравитациялық күштер сияқты әрекет етер еді. Осылайша, электрондар не атомнан мүлдем қашып кетеді, не ядроға құлайды. Екі жағдайда да біз білетіндей атомдар болмас еді.
Демек, тіршілік, кем дегенде біз білетін түрде, тек бір уақыт өлшемі мен үш кеңістік өлшемі кішкентай болып бүктелмеген уақыт-кеңістік аймақтарында ғана өмір сүре алатыны анық сияқты. Бұл струналар теориясы ғаламның осындай аймақтарының болуына мүмкіндік беретінін көрсету шартымен, әлсіз антроптық принципке жүгінуге болатынын білдіреді — және струналар теориясы шынымен де солай істейтін сияқты. Ғаламның басқа аймақтары немесе басқа ғаламдар (бұл нені білдірсе де) болуы мүмкін, онда барлық өлшемдер кішкентай болып бүктелген немесе төртеуден көп өлшемдер тегіс болып келеді, бірақ мұндай аймақтарда тиімді өлшемдердің басқа санын бақылайтын саналы тіршілік иелері болмайды.
Тағы бір мәселе — кем дегенде төрт түрлі струналар теориясы (ашық струналар және үш түрлі тұйық струналар теориясы) және струналар теориясы болжайтын қосымша өлшемдердің бүктелуінің миллиондаған жолдары бар. Неліктен тек бір струналар теориясы мен бүктелудің бір түрі таңдап алынуы керек? Біраз уақыт бойы бұған жауап табылмағандай көрініп, ілгерілеу тоқтап қалды. Содан кейін, шамамен 1994 жылдан бастап, адамдар дуалдылық (түрлі теориялардың бірдей физикалық нәтижелерге әкелуі) деп аталатын құбылыстарды аша бастады: әртүрлі струналар теориялары және қосымша өлшемдерді бүктеудің әртүрлі жолдары төрт өлшемде бірдей нәтижелерге әкелуі мүмкін екен. Сонымен қатар, кеңістіктің бір нүктесін иеленетін бөлшектер мен сызық түріндегі струналардан басқа, кеңістіктің екі өлшемді немесе одан жоғары өлшемді көлемін иеленетін р-брандар (көпөлшемді нысандар) деп аталатын басқа нысандар табылды. (Бөлшекті 0-бран, ал струнаны 1-бран деп қарастыруға болады, бірақ р=2-ден р=9-ға дейінгі р-брандар да болды. ) Бұл супергравитация, струна және р-бран теориялары арасында өзіндік бір "демократия" бар екенін көрсететін сияқты: олар бір-біріне сәйкес келеді, бірақ ешқайсысын басқаларынан іргелі деп айтуға болмайды. Олар әртүрлі жағдайларда жарамды болатын қандай да бір іргелі теорияның әртүрлі жуықтаулары болып көрінеді.
Адамдар осы негізгі теорияны іздеді, бірақ әзірге нәтиже жоқ. Алайда, мен Гёдель көрсеткендей арифметиканы бір аксиомалар жиынтығымен сипаттау мүмкін болмағаны сияқты, іргелі теорияның да бір ғана тұжырымдамасы болмауы мүмкін деп сенемін. Керісінше, бұл карталар сияқты болуы мүмкін — Жер бетін немесе анкерлік сақинаны сипаттау үшін бір ғана картаны пайдалана алмайсыз: Жер жағдайында кем дегенде екі карта, ал анкерлік сақина үшін әрбір нүктені қамту үшін төрт карта қажет. Әрбір карта тек шектеулі аймақта ғана жарамды, бірақ әртүрлі карталардың түйісетін ортақ аймағы болады. Карталар жиынтығы беттің толық сипаттамасын береді. Сол сияқты, физикада да әртүрлі жағдайларда әртүрлі тұжырымдамаларды қолдану қажет болуы мүмкін, бірақ екі түрлі тұжырымдама екеуі де қолданылатын жағдайларда бірдей нәтиже береді. Әртүрлі тұжырымдамалардың бүкіл жиынтығын бір ғана постулаттар жиынтығымен өрнектеу мүмкін болмаса да, толық біртұтас теория деп қарастыруға болады.
Бірақ мұндай біртұтас теория шынымен болуы мүмкін бе? Әлде біз жай ғана елестің соңынан еріп жүрміз бе? Үш ықтималдық бар сияқты:
Шынымен де толық біртұтас теория (немесе бір-бірін толықтыратын тұжырымдамалар жиынтығы) бар, егер біз жеткілікті деңгейде ақылды болсақ, оны бір күні ашамыз. Ғаламның түпкілікті теориясы жоқ, тек ғаламды барған сайын дәлірек сипаттайтын теориялардың шексіз тізбегі бар. Ғаламның ешқандай теориясы жоқ: оқиғаларды белгілі бір деңгейден артық болжау мүмкін емес, олар кездейсоқ және ерікті түрде болады.
Кейбіреулер үшінші нұсқаны жақтайды, өйткені егер толық заңдар жиынтығы болса, бұл Құдайдың өз ойын өзгерту және әлемге араласу еркіндігіне нұқсан келтіреді деп есептейді. Бұл ескі парадоксқа ұқсайды: Құдай өзі көтере алмайтындай ауыр тасты жасай ала ма? Бірақ Құдай өз ойын өзгерткісі келуі мүмкін деген идея — Әулие Августин атап өткендей, Құдайды уақыт ішінде өмір сүретін тіршілік иесі ретінде елестетудің қателігі: уақыт — Құдай жаратқан ғаламның ғана қасиеті. Шамасы, ол оны орнатқан кезде не ниет еткенін білген болар!
Кванттық механиканың пайда болуымен біз оқиғаларды толық дәлдікпен болжау мүмкін еместігін, әрқашан белгісіздік дәрежесі болатынын түсіндік. Қаласаңыз, бұл кездейсоқтықты Құдайдың араласуына жатқызуға болады, бірақ бұл өте біртүрлі араласу болар еді: оның қандай да бір мақсатқа бағытталғанына ешқандай дәлел жоқ. Расында да, егер ол мақсатты болса, анықтамасы бойынша кездейсоқ болмас еді. Қазіргі заманда біз ғылымның мақсатын қайта анықтау арқылы жоғарыдағы үшінші мүмкіндікті іс жүзінде алып тастадық: біздің мақсатымыз — оқиғаларды тек белгісіздік принципімен белгіленген шекке дейін ғана болжауға мүмкіндік беретін заңдар жиынтығын тұжырымдау.
Екінші мүмкіндік, яғни барған сайын жетілдірілген теориялардың шексіз тізбегінің болуы, біздің осы уақытқа дейінгі барлық тәжірибемізге сәйкес келеді. Көптеген жағдайларда біз өлшеулеріміздің сезімталдығын арттырдық немесе бақылаулардың жаңа класын жасадық, нәтижесінде қолданыстағы теория болжамаған жаңа құбылыстарды аштық және оларды түсіндіру үшін неғұрлым озық теорияны жасауға мәжбүр болдық. Сондықтан, егер қазіргі біртұтас теориялар буыны шамамен 100 ГэВ электрсіз бірігу энергиясы мен шамамен миллиард миллиард ГэВ ұлы бірігу энергиясы арасында негізінен жаңа ештеңе болмайды деген мәлімдемесінде қателессе, бұл өте таңқаларлық болмас еді. Біз қазір "элементар" бөлшектер деп санайтын кварктар мен электрондардан да негіздірек құрылымның бірнеше жаңа қабаттарын табамыз деп күтуіміз мүмкін.
Алайда, гравитация бұл "қорап ішіндегі қораптар" тізбегіне шек қоюы мүмкін сияқты. Егер бөлшектің энергиясы Планк энергиясынан (кванттық гравитация маңызды болатын өте жоғары энергия деңгейі) жоғары болса — он миллион миллион миллион ГэВ (бірден кейін он тоғыз нөлі бар сан) — оның массасы соншалықты шоғырланған болар еді, ол ғаламның қалған бөлігінен бөлініп, кішкентай қара құдым түзер еді. Осылайша, барған сайын жетілдірілген теориялар тізбегі біз жоғарырақ энергияларға өткен сайын қандай да бір шекке ие болуы керек, сондықтан ғаламның қандай да бір түпкілікті теориясы болуы тиіс. Әрине, Планк энергиясы қазіргі уақытта зертханада өндіре алатын шамамен жүз ГэВ энергиялардан өте алыс. Біз бұл алшақтықты жақын арада бөлшек үдеткіштерімен жоя алмаймыз! Дегенмен, ғаламның өте ерте кезеңдері — мұндай энергиялар орын алған арена. Мен ғаламның ерте кезеңін зерттеу және математикалық сәйкестік талаптары бүгінгі таңда тірі жүрген кейбіреулеріміздің өмірінде толық біртұтас теорияға алып келуіне жақсы мүмкіндік бар деп ойлаймын, әрине, егер біз алдымен өзімізді жарып жібермесек.
Егер біз ғаламның түпкілікті теориясын шынымен тапсақ, бұл нені білдірер еді? 1-тарауда түсіндірілгендей, біз дұрыс теорияны тапқанымызға ешқашан толық сенімді бола алмаймыз, өйткені теорияларды дәлелдеу мүмкін емес. Бірақ егер теория математикалық тұрғыдан үйлесімді болса және әрқашан бақылауларға сәйкес келетін болжамдар берсе, біз оның дұрыстығына сенімді бола алар едік. Бұл адамзаттың ғаламды түсіну жолындағы интеллектуалдық күресі тарихындағы ұзақ және даңқты тарауды аяқтар еді. Бірақ бұл сонымен қатар қарапайым адамның ғаламды басқаратын заңдар туралы түсінігіне төңкеріс жасар еді. Ньютонның заманында білімді адамның бүкіл адамзат білімін, кем дегенде, жалпылама меңгеруі мүмкін еді. Бірақ содан бері ғылымның даму қарқыны бұны мүмкін емес етті. Теориялар жаңа бақылауларды түсіндіру үшін үнемі өзгеріп отыратындықтан, олар ешқашан дұрыс қорытылмайды немесе қарапайым адамдар түсінетіндей қарапайымдалмайды. Сіз маман болуыңыз керек, тіпті сонда да сіз ғылыми теориялардың тек аз ғана бөлігін дұрыс меңгеруге үміттене аласыз. Сонымен қатар, прогресс қарқыны соншалықты жылдам, мектепте немесе университетте үйренген нәрселеріңіз әрқашан ескіріп қалады. Тек санаулы адамдар ғана білімнің қарқынды дамып жатқан шекарасына ілесе алады және олар бұған бүкіл уақытын арнап, шағын салаға мамандануы керек. Халықтың қалған бөлігі жасалып жатқан жетістіктер немесе олар тудыратын толқулар туралы аз біледі. Жетпіс жыл бұрын, егер Эддингтонға сенсек, жалпы салыстырмалылық теориясын тек екі адам түсінген. Қазіргі уақытта ондаған мың университет түлектері түсінеді және миллиондаған адамдар бұл идеямен таныс. Егер толық біртұтас теория ашылса, оның дәл осылай қорытылып, қарапайымдалып, мектептерде, кем дегенде, жалпылама түрде оқытылуы тек уақыт мәселесі болар еді. Содан кейін бәріміз ғаламды басқаратын және біздің бар болуымызға жауапты заңдарды біраз түсіне алар едік.
Біз толық біртұтас теорияны тапсақ та, бұл оқиғаларды жалпы болжай алатынымызды білдірмейді, бұның екі себебі бар. Біріншісі — кванттық механиканың белгісіздік принципі біздің болжау қабілетімізге қоятын шектеуі. Оны айналып өту үшін біз ештеңе істей алмаймыз. Алайда, іс жүзінде бұл бірінші шектеу екіншісіне қарағанда аз кедергі келтіреді. Ол өте қарапайым жағдайлардан басқа уақытта теорияның теңдеулерін дәл шеше алмайтынымыздан туындайды. (Біз тіпті Ньютонның гравитация теориясындағы үш дененің қозғалысын дәл шеше алмаймыз, ал денелер саны мен теорияның күрделілігі артқан сайын қиындық та арта түседі. ) Біз ең экстремалды жағдайлардан басқа уақытта заттардың мінез-құлқын басқаратын заңдарды білеміз. Атап айтқанда, біз химия мен биологияның негізінде жатқан іргелі заңдарды білеміз. Дегенмен, біз бұл пәндерді шешілген мәселелер деңгейіне әлі жеткізген жоқпыз: біз әзірге математикалық теңдеулерден адам мінез-құлқын болжауда аз ғана жетістікке жеттік! Сондықтан, біз іргелі заңдардың толық жиынтығын тапсақ та, алдағы жылдарда күрделі және шынайы жағдайларда ықтимал нәтижелерді пайдалы болжау үшін жақсырақ жуықтау әдістерін жасау сияқты интеллектуалдық тұрғыдан қиын міндет тұр. Толық, үйлесімді, біртұтас теория — бұл тек алғашқы қадам: біздің мақсатымыз — айналамыздағы оқиғаларды және өзіміздің бар болуымызды толық түсіну.
12-ТАРАУ ҚОРЫТЫНДЫ
Біз өзімізді таңғажайып әлемде көреміз. Біз айналамыздағы болып жатқан құбылыстарды түсінгіміз келеді және мынадай сұрақтар қоямыз: Әлемнің табиғаты қандай? Ондағы біздің орнымыз қандай және әлем мен біз қайдан пайда болдық? Ол неге дәл осындай күйде?
Бұл сұрақтарға жауап беру үшін біз қандай да бір «әлем бейнесін» қабылдаймыз. Жазық жерді арқалап тұрған шексіз тасбақалар тізбегі қандай бейне болса, суперішектер теориясы (материяның ең ұсақ негізі ретінде тербелмелі жіптерді қарастыратын физикалық модель) де сондай бейне. Екеуі де әлем туралы теориялар, бірақ соңғысы алғашқысына қарағанда әлдеқайда математикалық әрі дәл. Екі теорияда да бақылау дәлелдері жетіспейді: ешкім арқасына жерді қойып алған алып тасбақаны көрген емес, бірақ суперішекті де ешкім әлі көрген жоқ. Дегенмен, тасбақалар теориясы жақсы ғылыми теория бола алмайды, себебі ол адамдар әлемнің шетінен құлап кетуі керек деп болжайды. Тәжірибе бұған сәйкес келмейді (егер Бермуд үштағанында жоғалып кеткен адамдардың жұмбағы осымен түсіндірілмесе! ).
Әлемді сипаттау мен түсіндірудің алғашқы теориялық әрекеттері оқиғалар мен табиғат құбылыстарын адамға тән эмоциялары бар, болжап болмайтын әрекеттер жасайтын рухтар басқарады деген идеяға негізделді. Бұл рухтар өзендер мен таулар сияқты табиғи нысандарды, сондай-ақ күн мен ай секілді аспан денелерін мекендеді. Топырақтың құнарлылығы мен мезгілдердің ауысуын қамтамасыз ету үшін оларды тыныштандырып, ілтипатына ие болу керек еді. Бірте-бірте белгілі бір заңдылықтар байқала бастады: күн құдайына құрбандық шалынса да, шалынбаса да, күн әрдайым шығыстан шығып, батыстан батты. Сонымен қатар, күн, ай және планеталар аспанда алдын ала жоғары дәлдікпен болжауға болатын нақты жолдармен қозғалды. Күн мен ай әлі де құдайлар болуы мүмкін еді, бірақ олар ешқандай ерекшеліксіз қатаң заңдарға бағынатын құдайлар болды (егер күннің Исус Навин үшін тоқтап қалғаны туралы аңыздарды есепке алмасақ).
Ғылыми детерминизмнің пайда болуы
Алғашында бұл заңдылықтар тек астрономия мен басқа да бірнеше салада ғана анық көрінді. Алайда, өркениет дамыған сайын, әсіресе соңғы 300 жылда көбірек заңдылықтар мен заңдар ашылды. Осы заңдардың табысты болуы XIX ғасырдың басында Лапласты ғылыми детерминизмді (әлемдегі барлық оқиғалар алдын ала белгіленген заңдармен айқындалады деген ілім) ұсынуға итермеледі; яғни, ол әлемнің белгілі бір уақыттағы күйі берілсе, оның эволюциясын дәл анықтайтын заңдар жиынтығы болады деп болжады.
Лапластың детерминизмі екі тұрғыдан толық емес еді. Ол заңдардың қалай таңдалуы керектігін айтпады және әлемнің бастапқы күйін нақтыламады. Бұл міндеттер Құдайға қалдырылды. Құдай әлемнің қалай басталатынын және оның қандай заңдарға бағынатынын таңдайды, бірақ ол іске қосылғаннан кейін әлемге араласпайды. Іс жүзінде, Құдай XIX ғасыр ғылымы түсінбейтін салалармен шектелді.
Енді біз Лапластың детерминизмге қатысты үміттері, кем дегенде ол ойлаған деңгейде, жүзеге аспайтынын білеміз. Кванттық механиканың белгісіздік принципі (микробөлшектің орны мен жылдамдығын бір мезгілде дәл анықтау мүмкін еместігі) бөлшектің орны мен жылдамдығы сияқты белгілі бір шамалар жұбын толық дәлдікпен болжау мүмкін емес екенін білдіреді.
Кванттық механика бұл жағдайды кванттық теориялар арқылы шешеді, мұнда бөлшектердің нақты анықталған орны мен жылдамдығы болмайды, олар толқын арқылы бейнеленеді. Бұл кванттық теориялар толқынның уақыт бойынша эволюциясының заңдарын беретіндіктен детерминистік болып табылады. Осылайша, егер толқынның бір уақыттағы күйін білсе, оны кез келген басқа уақытта есептеп шығаруға болады. Болжап болмайтын, кездейсоқ элемент біз толқынды бөлшектердің орны мен жылдамдығы тұрғысынан түсіндіруге тырысқанда ғана пайда болады. Бірақ, бәлкім, бұл біздің қателігіміз шығар: мүмкін, бөлшектердің орны мен жылдамдығы мүлдем жоқ, тек толқындар ғана бар шығар. Біз тек толқындарды өзіміздің қалыптасқан «орын мен жылдамдық» туралы түсініктерімізге сәйкестендіруге тырысамыз. Осыдан туындайтын сәйкессіздік айқын болжап болмайтындықтың себебі болып табылады.
Іс жүзінде біз ғылымның міндетін белгісіздік принципі қойған шектерге дейін оқиғаларды болжауға мүмкіндік беретін заңдарды ашу деп қайта анықтадық. Дегенмен, сұрақ қала береді: әлемнің заңдары мен бастапқы күйі қалай немесе неге таңдалды?
Бұл кітапта мен гравитацияны (тартылыс күшін) басқаратын заңдарға ерекше мән бердім, өйткені күштердің төрт санатының ішіндегі ең әлсізі болса да, әлемнің ауқымды құрылымын қалыптастыратын — дәл осы гравитация. Гравитация заңдары жақын уақытқа дейін үстемдік еткен «әлем уақыт бойынша өзгермейді» деген көзқараспен үйлеспеді: гравитацияның әрдайым тартылыс күші екендігі әлемнің не кеңейіп, не сығылып жатуы тиіс екенін білдіреді.
Жалпы салыстырмалылық теориясына сәйкес, өткен шақта шексіз тығыздық күйі — Үлкен жарылыс (уақыттың бастауы болған әлемнің алғашқы кеңею сәті) болуы керек еді, бұл уақыттың нақты басталуы болар еді. Сол сияқты, егер бүкіл әлем қайта сығылса, болашақта тағы бір шексіз тығыздық күйі — Үлкен сығылу (әлемнің ақырғы нүктесі) болуы тиіс. Тіпті бүкіл әлем сығылмаса да, қара құрдымдарды құрайтын кез келген оқшауланған аймақтарда сингулярлықтар (физика заңдары өз күшін жоятын шексіз тығыздық нүктесі) болады. Бұл сингулярлықтар қара құрдымға түскен кез келген адам үшін уақыттың соңы болар еді. Үлкен жарылыс пен басқа да сингулярлықтарда барлық заңдар бұзылады, сондықтан Құдайдың не болғанын және әлемнің қалай басталғанын таңдауға толық еркіндігі болды.
Кванттық механиканы жалпы салыстырмалылықпен біріктіргенде, бұрын болмаған жаңа мүмкіндік пайда болады: кеңістік пен уақыт бірге сингулярлықтары немесе шекаралары жоқ, жер бетіне ұқсас (бірақ өлшемдері көбірек) шекті, төрт өлшемді кеңістікті құрауы мүмкін. Бұл идея әлемнің біз бақылайтын көптеген ерекшеліктерін, мысалы, оның ірі ауқымдағы біртектілігін, сондай-ақ галактикалар, жұлдыздар, тіпті адамдар сияқты кішігірім ауытқуларды түсіндіре алатын сияқты. Ол тіпті біз байқайтын уақыт жебесінің бағытын да негіздей алады. Бірақ егер әлем толығымен тұйық болса, онда сингулярлықтар немесе шекаралар болмаса және ол бірыңғай теориямен толық сипатталса, бұл Құдайдың Жаратушы ретіндегі рөліне терең әсер етеді.
Эйнштейн бірде: «Құдайдың әлемді құруда қаншалықты таңдауы болды? » — деп сұраған еді. Егер «шекараның болмауы» туралы ұсыныс дұрыс болса, оның бастапқы шарттарды таңдауда ешқандай еркіндігі болмаған. Әрине, оның әлем бағынатын заңдарды таңдау еркіндігі сақталған болар еді. Алайда, бұл да үлкен таңдау болмауы мүмкін; әлемнің заңдарын зерттеп, Құдайдың табиғаты туралы сұрақ қоя алатын адамдар сияқты күрделі құрылымдардың өмір сүруіне жол беретін, ішкі қайшылықсыз бір ғана немесе санаулы ғана біртұтас теориялар болуы әбден мүмкін.
Тіпті мүмкін болатын бір ғана біртұтас теория болса да, ол тек ережелер мен теңдеулер жиынтығы ғана. Теңдеулерге «жан бітіріп», олар сипаттайтын әлемді тудыратын не? Математикалық модель құрудың әдеттегі ғылыми әдісі модель сипаттайтын әлемнің неліктен болуы керек екендігі туралы сұрақтарға жауап бере алмайды. Әлем неліктен бар болу қиындығына төзеді? Біртұтас теория соншалықты сенімді болғаны үшін өзінің бар болуын қамтамасыз ете ме? Әлде оған жаратушы керек пе, егер керек болса, оның әлемге басқа қандай да бір әсері бар ма? Ал оны кім жаратты?
Осы уақытқа дейін ғалымдардың көпшілігі әлемнің не екенін сипаттайтын жаңа теорияларды жасаумен тым көп айналысып, неліктен деген сұрақты қоюға мұршалары болмады. Екінші жағынан, «неліктен» деп сұрауды өз ісі санайтын адамдар — философтар — ғылыми теориялардың алға жылжуына ілесе алмады. XVIII ғасырда философтар ғылымды қоса алғанда, бүкіл адамзат білімін өздерінің саласы деп санап, «әлемнің бастауы болды ма? » деген сияқты сұрақтарды талқылайтын. Алайда, XIX және XX ғасырларда ғылым философтар немесе бірнеше мамандардан басқа кез келген адам үшін тым техникалық және математикалық болып кетті. Философтар өздерінің зерттеу аясын соншалықты тарылтты, тіпті осы ғасырдың ең танымал философы Витгенштейн: «Философия үшін қалған жалғыз міндет — тілді талдау», — деді. Аристотельден Кантқа дейінгі ұлы философиялық дәстүрден кейінгі қандай құлдырау!
Дегенмен, егер біз толық теорияны ашсақ, уақыт өте келе оның негізгі принциптерін тек бірнеше ғалымдар ғана емес, барлық адамдар түсінетін болады. Содан кейін біз бәріміз — философтар, ғалымдар және қарапайым адамдар — біздің және әлемнің неліктен бар екендігі туралы талқылауға қатыса аламыз. Егер біз бұған жауап тапсақ, бұл адамзат ақылының ең үлкен жеңісі болар еді, өйткені сол кезде біз Құдайдың ойын білетін болар едік.
АЛЬБЕРТ ЭЙНШТЕЙН
Эйнштейннің ядролық бомба саясатымен байланысы жақсы мәлім: ол президент Франклин Рузвельтке бұл идеяны байыппен қабылдауға итермелеген әйгілі хатқа қол қойды және соғыстан кейін ядролық соғысты болдырмауға күш салды. Бірақ бұл саясат әлеміне кездейсоқ тартылған ғалымның оқшау әрекеттері емес еді. Эйнштейннің өмірі, оның өз сөзімен айтқанда, «саясат пен теңдеулер арасында бөлінді».
Эйнштейннің алғашқы саяси белсенділігі Бірінші дүниежүзілік соғыс кезінде, ол Берлинде профессор болған кезде басталды. Адам өмірінің босқа шығындалуына наразы болып, ол соғысқа қарсы демонстрацияларға қатысты. Оның азаматтық бағынбауды жақтауы және адамдарды әскерге барудан бас тартуға шақыруы оны әріптестеріне жақтырмады. Соғыстан кейін ол халықаралық қарым-қатынастарды жақсартуға күш салды. Бұл да оны танымал етпеді, көп ұзамай оның саяси көзқарастары тіпті дәріс оқу үшін АҚШ-қа баруын қиындатты.
Эйнштейннің екінші үлкен мақсаты сионизм (еврей халқының тарихи отанында өз мемлекетін құруды мақсат еткен қозғалыс) болды. Шығу тегі еврей болса да, ол Құдай туралы библиялық түсінікті қабылдамады. Алайда, антисемитизмнің өршуі оны бірте-бірте еврей қауымдастығымен жақындастырып, кейіннен сионизмнің белсенді жақтаушысына айналдырды. Тағы да, қалаусыз болу оның өз ойын айтуына кедергі болмады. Оның теориялары шабуылға ұшырады; тіпті Эйнштейнге қарсы ұйым құрылды. Бір адам Эйнштейнді өлтіруге итермелегені үшін сотталды (және небәрі алты доллар айыппұл төледі). Бірақ Эйнштейн сабырлы болды. «Эйнштейнге қарсы 100 автор» атты кітап шыққанда, ол: «Егер мен қателескен болсам, бір автор да жетер еді! » — деп жауап берді.
1933 жылы Гитлер билікке келді. Эйнштейн Америкада болатын және Германияға оралмайтынын мәлімдеді. Нацистер оның үйін тінтіп, банктік шотын тәркілеп жатқанда, Берлин газеттері «Эйнштейннен жақсы жаңалық — ол қайтып келмейді» деген тақырыппен шықты. Нацистік қауіпке байланысты Эйнштейн пацифизмнен (бейбітшілік сүйгіштіктен) бас тартты және ақырында неміс ғалымдары ядролық бомба жасайды деп қорқып, АҚШ-қа өз бомбасын жасауды ұсынды. Бірақ бірінші атом бомбасы жарылғанға дейін де ол ядролық соғыстың қаупі туралы ескертіп, ядролық қаруды халықаралық бақылауға алуды ұсынды.
Өмір бойы Эйнштейннің бейбітшілік орнату жолындағы күш-жігері тұрақты нәтижелерге аз жеткен болар, бірақ оның сионистік іске деген қолдауы 1952 жылы мойындалып, оған Израиль президенті болу ұсынылды. Ол саясатта тым аңғалмын деп бұл ұсыныстан бас тартты. Бірақ, бәлкім, шын себебі басқа болар: «Маған теңдеулер маңыздырақ, өйткені саясат — бүгін үшін, ал теңдеу — мәңгілік үшін».
ГАЛИЛЕО ГАЛИЛЕЙ
Галилей, бәлкім, қазіргі ғылымның тууына кез келген басқа адамнан көбірек жауапты болды. Оның католик шіркеуімен әйгілі қақтығысы оның философиясының өзегі болды, өйткені Галилей адам әлемнің қалай жұмыс істейтінін түсіне алатынын және оны нақты әлемді бақылау арқылы жасауға болатынын алғашқылардың бірі болып дәлелдеді.
Галилей Коперниктің теориясына (планеталар күнді айналады дегенге) ертеден сенген, бірақ бұл идеяны қолдайтын дәлелдер тапқаннан кейін ғана оны жария түрде қолдай бастады. Ол Коперник теориясы туралы итальян тілінде жазды (әдеттегі академиялық латын тілінде емес), көп ұзамай оның көзқарастары университеттерден тыс жерлерде де кең қолдау тапты. Бұл Аристотельді жақтаушы профессорлардың ашуын тудырды, олар Галилейге қарсы бірігіп, католик шіркеуін Коперник іліміне тыйым салуға көндіруге тырысты.
Бұған алаңдаған Галилей діни билікпен сөйлесу үшін Римге барды. Ол Библияның бізге ғылыми теориялар туралы ештеңе айтуға арналмағанын және Библия ақыл-оймен қайшы келген жерде оны астарлы мағынада қабылдау керектігін айтты. Бірақ шіркеу протестантизмге қарсы күресіне нұқсан келтіретін жанжалдан қорықты, сондықтан қатаң шаралар қолданды. Ол 1616 жылы Коперник ілімін «жалған және қате» деп жариялады және Галилейге бұл ілімді бұдан былай ешқашан «қорғамауға немесе ұстанбауға» бұйырды. Галилей келісті.
1623 жылы Галилейдің ескі досы Рим Папасы болды. Галилей бірден 1616 жылғы жарлықтың күшін жоюға тырысты. Ол сәтсіз аяқталды, бірақ ол Аристотель мен Коперник теорияларын талқылайтын кітап жазуға рұқсат алды. Екі шарт қойылды: ол ешбір тарапты жақтамайды және адам бәрібір әлемнің қалай жұмыс істейтінін анықтай алмайды деген қорытындыға келуі керек еді, өйткені Құдай адам баласы елестете алмайтын жолдармен сол нәтижелерге қол жеткізе алады.
«Әлемнің екі негізгі жүйесі туралы диалог» атты кітап 1632 жылы аяқталып, жарық көрді және бірден бүкіл Еуропада әдеби және философиялық шедевр ретінде қабылданды. Көп ұзамай Папа адамдардың бұл кітапты Коперник ілімін жақтайтын сенімді дәлел ретінде көріп жатқанын түсініп, оны басып шығаруға рұқсат бергеніне өкінді. Папа Галилейді 1616 жылғы жарлықты бұзды деп айыптап, инквизиция сотына тартты. Сот оны өмір бойы үй қамағына кесіп, Коперник ілімінен көпшілік алдында бас тартуды бұйырды. Галилей екінші рет көнді.
Галилей сенімді католик болып қалды, бірақ оның ғылымның тәуелсіздігіне деген сенімі жойылмады. 1642 жылы қайтыс болуынан төрт жыл бұрын, ол әлі де үй қамағында болғанда, оның екінші ірі кітабының қолжазбасы Голландиядағы баспагерге жасырын жеткізілді. Дәл осы «Екі жаңа ғылым» деп аталатын еңбегі қазіргі физиканың бастауы болды.
ИСААК НЬЮТОН
Исаак Ньютон жағымды адам болмаған. Оның басқа ғалымдармен қарым-қатынасы нашар болды, өмірінің соңғы жылдарының көп бөлігі қызу дау-дамаймен өтті. Физика тарихындағы ең ықпалды кітап «Principia Mathematica» (Математикалық бастаулар) жарық көргеннен кейін, Ньютон тез танымал болды. Ол Корольдік қоғамның президенті болып тағайындалды және рыцарь атағын алған алғашқы ғалым болды.
Ньютон көп ұзамай Корольдік астроном Джон Флемстидпен қақтығысып қалды. Флемстид бұған дейін Ньютонға «Principia» үшін қажетті мәліметтерді берген еді, бірақ енді ол Ньютон қалаған ақпаратты бермей қойды. Ньютон қарсылықты қабылдамады: ол өзін Корольдік обсерваторияның басқарушы органына тағайындатты, содан кейін деректерді дереу жариялауға мәжбүрледі. Соңында ол Флемстидтің еңбектерін тәркілеп, оны Флемстидтің қас жауы Эдмонд Галлейге баспаға дайындатты. Бірақ Флемстид сотқа жүгініп, соңғы сәтте ұрланған еңбектің таралуына тыйым салатын сот шешімін жеңіп алды. Ньютон бұған ашуланып, «Principia»-ның кейінгі басылымдарынан Флемстидке қатысты барлық сілтемелерді өшіріп тастау арқылы кек алды.
Герман философы Готфрид Лейбницпен болған дау бұдан да ауыр болды. Лейбниц те, Ньютон да бір-біріне тәуелсіз математикалық талдау (айнымалы шамалардың өзгеруін зерттейтін математика бөлімі) немесе дифференциалдық есептеуді ойлап тапты. Қазір біз Ньютонның бұл әдісті Лейбництен жылдар бұрын тапқанын білсек те, ол өз жұмысын әлдеқайда кеш жариялады. Кім бірінші болды деген мәселе бойынша үлкен жанжал басталды. Бір қызығы, Ньютонды қорғап шыққан мақалалардың көбін ол өз қолымен жазып, достарының атынан жариялаған!
Дау ұлғайған кезде, Лейбниц мәселені шешу үшін Корольдік қоғамға жүгініп, қателік жасады. Ньютон президент ретінде бұл істі зерттеу үшін тек өз достарынан тұратын «бейтарап» комиссия тағайындады. Сонымен қатар, Ньютон комиссияның есебін өзі жазып, Корольдік қоғамға Лейбницті «плагиат» (біреудің еңбегін ұрлау) деп ресми түрде айыптатып шығарды. Мұнымен де қанағаттанбай, ол қоғамның журналына сол есеп туралы анонимді пікір жазды. Лейбниц қайтыс болғаннан кейін, Ньютон «Лейбництің жүрегін ауыртудан» үлкен ләззат алғанын айтқан деседі.
Осы екі дау кезінде Ньютон Кембридж бен академиялық ортадан кетіп қалған еді. Ол Кембриджде, кейінірек Парламентте антикатоликтік саясатпен айналысты және соңында Корольдік монета сарайының күзетшісі деген табысты қызметке ие болды. Мұнда ол өзінің қулығы мен қаталдығын әлеуметтік тұрғыдан тиімдірек пайдаланып, ақшаны қолдан жасаушыларға қарсы ауқымды науқан жүргізді, тіпті бірнеше адамды дарға астырды.
СӨЗДІК
<span data-term="true">Абсолют нөл</span>: Заттарда ешқандай жылу энергиясы болмайтын, мүмкін болған ең төменгі температура.
<span data-term="true">Үдеу</span>: Нысан жылдамдығының өзгеру қарқыны.
<span data-term="true">Антроптық принцип</span>: Біз ғаламды осындай күйде көреміз, өйткені егер ол басқаша болса, біз оны бақылау үшін бұл жерде болмас едік.
Антибөлшек: Материя бөлшектерінің әрбір түріне сәйкес келетін антибөлшек болады. Бөлшек өзінің антибөлшегімен соқтығысқанда, олар жойылып (аннигиляцияланып), тек энергия ғана қалады.
<span data-term="true">Атом</span>: Кәдімгі материяның негізгі бірлігі; ол айналасында электрондар қозғалатын шағын ядродан (протондар мен нейтрондардан тұратын) құралады.
<span data-term="true">Үлкен жарылыс</span>: Ғаламның бастауындағы <span data-term="true">сингулярлық</span> (кеңістік-уақыт қисықтығы шексіздікке жететін нүкте).
<span data-term="true">Үлкен сығылу</span>: Ғаламның соңындағы сингулярлық.
<span data-term="true">Қара құрдым</span>: Гравитацияның күштілігі соншалық, одан ештеңе, тіпті жарық та қашып құтыла алмайтын кеңістік-уақыт аймағы.
Казимир эффектісі: Вакуумда бір-біріне өте жақын орналасқан екі тегіс, параллель металл пластина арасындағы тартылыс қысымы. Қысым пластиналар арасындағы кеңістіктегі виртуалды бөлшектердің әдеттегі санының азаюынан туындайды.
<span data-term="true">Чандрасекар шегі</span>: Тұрақты суық жұлдыздың мүмкін болатын ең жоғары массасы; одан асқан жағдайда жұлдыз қара құрдымға айналуы тиіс.
<span data-term="true">Энергияның сақталу заңы</span>: Энергияның (немесе оның массадағы баламасының) жоқтан пайда болмайтынын және жоғалмайтынын тұжырымдайтын ғылым заңы.
<span data-term="true">Координаттар</span>: Кеңістік пен уақыттағы нүктенің орнын анықтайтын сандар.
<span data-term="true">Космологиялық тұрақты</span>: Эйнштейн кеңістік-уақытқа ішкі кеңею бейімділігін беру үшін қолданған математикалық тәсіл.
<span data-term="true">Космология</span>: Ғаламды тұтас құбылыс ретінде зерттеу.
Қараңғы материя: Галактикалардағы, кластерлердегі және, мүмкін, кластерлер арасындағы тікелей бақыланбайтын, бірақ гравитациялық әсері арқылы анықталатын материя. Ғалам массасының 90 пайызы қараңғы материя түрінде болуы мүмкін.
<span data-term="true">Дуалдылық</span>: Бірдей физикалық нәтижелерге әкелетін, сырттай қарағанда әртүрлі теориялар арасындағы сәйкестік.
Эйнштейн-Розен көпірі: Екі қара құрдымды байланыстыратын кеңістік-уақыттың жіңішке түтігі. Сондай-ақ Құрт іні терминін қараңыз.
<span data-term="true">Электр заряды</span>: Бөлшектің белгісі бірдей басқа бөлшектерді тебетін (немесе қарама-қарсы белгідегілерді тартатын) қасиеті.
<span data-term="true">Электромагниттік күш</span>: Электр заряды бар бөлшектер арасында туындайтын күш; төрт іргелі күштің ішіндегі күші жағынан екіншісі.
<span data-term="true">Электрон</span>: Атом ядросын айнала қозғалатын теріс электр заряды бар бөлшек.
<span data-term="true">Электроәлсіз бірігу энергиясы</span>: Электромагниттік күш пен әлсіз күш арасындағы айырмашылық жойылатын энергия деңгейі (шамамен 100 ГэВ).
<span data-term="true">Элементар бөлшек</span>: Әрі қарай бөлінбейді деп есептелетін бөлшек.
<span data-term="true">Оқиға</span>: Кеңістік-уақыттағы уақыты мен орны арқылы анықталатын нүкте.
<span data-term="true">Оқиғалар көкжиегі</span>: Қара құрдымның шекарасы.
<span data-term="true">Тыйым салу принципі</span>: Спині 1/2-ге тең екі бірдей бөлшектің (анықталмағандық принципі шегінде) бір уақытта бірдей орны мен бірдей жылдамдығы болуы мүмкін емес деген идея.
<span data-term="true">Өріс</span>: Бір уақытта тек бір нүктеде болатын бөлшекке қарама-қайшы, бүкіл кеңістік пен уақыт бойында өмір сүретін нәрсе.
<span data-term="true">Жиілік</span>: Толқын үшін – бір секундтағы толық циклдар саны.
<span data-term="true">Гамма-сәулелер</span>: Радиоактивті ыдырау немесе элементар бөлшектердің соқтығысуы кезінде түзілетін толқын ұзындығы өте қысқа электромагниттік сәулелер.
Жалпы салыстырмалылық теориясы: Ғылым заңдары барлық бақылаушылар үшін, олардың қалай қозғалатынына қарамастан бірдей болуы керек деген идеяға негізделген Эйнштейн теориясы. Ол гравитация күшін төрт өлшемді кеңістік-уақыттың қисықтығы арқылы түсіндіреді.
<span data-term="true">Геодезиялық сызық</span>: Екі нүкте арасындағы ең қысқа (немесе ең ұзын) жол.
<span data-term="true">Ұлы бірігу энергиясы</span>: Электромагниттік күш, әлсіз күш және күшті күш бір-бірінен ажырағысыз болып қалады деп есептелетін энергия деңгейі.
<span data-term="true">Ұлы бірігу теориясы (ҰБТ)</span>: Электромагниттік, күшті және әлсіз күштерді біріктіретін теория.
<span data-term="true">Жорамал уақыт</span>: Жорамал сандарды қолданып өлшенетін уақыт.
<span data-term="true">Жарық конусы</span>: Берілген оқиға арқылы өтетін жарық сәулелерінің мүмкін бағыттарын белгілейтін кеңістік-уақыттағы бет.
<span data-term="true">Жарық секунды (жарық жылы)</span>: Жарықтың бір секундта (жылда) жүріп өтетін қашықтығы.
<span data-term="true">Магнит өрісі</span>: Магниттік күштерге жауапты, қазіргі уақытта электр өрісімен бірге электромагниттік өріске біріктірілген өріс.
<span data-term="true">Масса</span>: Денедегі материяның мөлшері; оның инерттілігі немесе үдеуге қарсыласуы.
<span data-term="true">Микротолқынды фондық сәулелену</span>: Ыстық ерте ғаламның жарқырауынан қалған сәулелену; қазіргі уақытта ол қызыл ығысудың күштілігінен жарық емес, микротолқындар (толқын ұзындығы бірнеше сантиметр болатын радио толқындар) түрінде көрінеді.
<span data-term="true">Жалаңаш сингулярлық</span>: Қара құрдыммен қоршалмаған кеңістік-уақыт сингулярлығы.
<span data-term="true">Нейтрино</span>: Тек әлсіз күш пен гравитация әсер ететін, өте жеңіл (мүмкін массасыз) бөлшек.
<span data-term="true">Нейтрон</span>: Протонға өте ұқсас, заряды жоқ бөлшек; атом ядросындағы бөлшектердің шамамен жартысын құрайды.
<span data-term="true">Нейтронтық жұлдыз</span>: Нейтрондар арасындағы тыйым салу принципінің тебілу күшімен сақталып тұрған суық жұлдыз.
<span data-term="true">Шекарасыздық шарты</span>: Ғалам шекті, бірақ оның (жорамал уақытта) шекарасы жоқ деген идея.
<span data-term="true">Ядролық синтез</span>: Екі ядроның соқтығысып, бірігуі арқылы бір ауыр ядро түзу процесі.
<span data-term="true">Ядро</span>: Атомның орталық бөлігі; ол тек күшті күшпен ұсталып тұрған протондар мен нейтрондардан тұрады.
<span data-term="true">Бөлшектер үдеткіші</span>: Электромагниттерді қолданып, қозғалыстағы зарядталған бөлшектерге көбірек энергия беріп, оларды үдететін машина.
<span data-term="true">Фаза</span>: Толқын үшін – белгілі бір уақыттағы оның цикліндегі орны: оның шыңында, ойысында немесе ортасында екенін көрсететін өлшем.
<span data-term="true">Фотон</span>: Жарық кванты.
<span data-term="true">Планктың кванттық принципі</span>: Жарық (немесе кез келген басқа классикалық толқындар) тек жеке кванттар түрінде шығарылуы немесе жұтылуы мүмкін және олардың энергиясы толқын ұзындығына пропорционал болады деген идея.
<span data-term="true">Позитрон</span>: Электронның (оң зарядталған) антибөлшегі.
<span data-term="true">Алғашқы қара құрдым</span>: Ғаламның өте ерте кезеңінде пайда болған қара құрдым.
Пропорционал: «X Y-ке пропорционал» дегеніміз – Y-ті кез келген санға көбейткенде, X те сол санға көбейеді дегенді білдіреді. «X Y-ке кері пропорционал» дегеніміз – Y-ті кез келген санға көбейткенде, X сол санға бөлінеді деген сөз.
<span data-term="true">Протон</span>: Нейтронға өте ұқсас, оң зарядталған бөлшек; көптеген атомдар ядросындағы бөлшектердің шамамен жартысын құрайды.
<span data-term="true">Пульсар</span>: Тұрақты радио толқын импульстерін шығаратын айналмалы нейтрондық жұлдыз.
<span data-term="true">Квант</span>: Толқындар шығарылатын немесе жұтылатын бөлінбейтін бірлік.
<span data-term="true">Кванттық хромодинамика (КХД)</span>: Кварктар мен глюондардың (<span data-term="true">глюон</span> — кварктарды байланыстыратын бөлшек) өзара әрекеттесуін сипаттайтын теория.
<span data-term="true">Кванттық механика</span>: Планктың кванттық принципі мен Гейзенбергтің анықталмағандық принципі негізінде жасалған теория.
Кварк: Күшті күшті сезінетін (зарядталған) элементар бөлшек. Протондар мен нейтрондардың әрқайсысы үш кварктан тұрады.
<span data-term="true">Радар</span>: Импульстік радио толқындарды қолданып, нысанға дейінгі және одан кері шағылысқан импульс уақытын өлшеу арқылы нысандардың орнын анықтайтын жүйе.
<span data-term="true">Радиоактивтілік</span>: Атом ядросының бір түрінің екінші түріне өздігінен ыдырауы.
<span data-term="true">Қызыл ығысу</span>: Доплер эффектісіне байланысты бізден алыстап бара жатқан жұлдыз жарығының қызаруы.
<span data-term="true">Сингулярлық</span>: Кеңістік-уақыт қисықтығы шексіз болатын кеңістік-уақыт нүктесі.
<span data-term="true">Сингулярлық туралы теорема</span>: Белгілі бір жағдайларда сингулярлықтың болуы тиіс екенін, атап айтқанда, ғаламның сингулярлықтан басталуы керек екенін көрсететін теорема.
<span data-term="true">Кеңістік-уақыт</span>: Нүктелері оқиғалар болып табылатын төрт өлшемді кеңістік.
<span data-term="true">Кеңістіктік өлшем</span>: Кеңістік тәрізді кез келген үш өлшем, яғни уақыт өлшемінен басқалары.
<span data-term="true">Арнайы салыстырмалылық теориясы</span>: Гравитациялық құбылыстар болмаған жағдайда, ғылым заңдары барлық бақылаушылар үшін, олардың қалай қозғалатынына қарамастан бірдей болуы керек деген идеяға негізделген Эйнштейн теориясы.
Спектр: Толқынды құрайтын жиіліктер жиынтығы. Күн спектрінің көрінетін бөлігін кемпірқосақтан көруге болады.
<span data-term="true">Спин</span>: Элементар бөлшектердің күнделікті айналу ұғымына ұқсас, бірақ онымен бірдей емес ішкі қасиеті.
<span data-term="true">Стационарлық күй</span>: Уақыт өте келе өзгермейтін күй: тұрақты жылдамдықпен айналатын шар стационарлы болып саналады, өйткені ол кез келген сәтте бірдей көрінеді.
Ішектер теориясы: Бөлшектер ішектердегі толқындар ретінде сипатталатын физика теориясы. Ішектердің ұзындығы бар, бірақ басқа өлшемі жоқ.
Күшті күш: Төрт іргелі күштің ішіндегі ең күштісі және әсер ету радиусы ең қысқасы. Ол протондар мен нейтрондар ішіндегі кварктарды біріктіріп, атомдарды құрау үшін протондар мен нейтрондарды ұстап тұрады.
<span data-term="true">Анықталмағандық принципі</span>: Гейзенберг тұжырымдаған принцип; оған сәйкес бөлшектің орны мен жылдамдығын бір уақытта дәл білу мүмкін емес; бірін неғұрлым дәл білсең, екіншісі соғұрлым белгісіз болады.
<span data-term="true">Виртуалды бөлшек</span>: Кванттық механикада – тікелей анықтау мүмкін емес, бірақ бар екені өлшенетін әсерлер арқылы білінетін бөлшек.
<span data-term="true">Толқындық-бөлшектік дуализм</span>: Кванттық механикадағы толқындар мен бөлшектер арасында ешқандай айырмашылық жоқ деген ұғым; бөлшектер кейде толқын сияқты, ал толқындар бөлшек сияқты әрекет етуі мүмкін.
<span data-term="true">Толқын ұзындығы</span>: Толқын үшін – екі көршілес ойыс немесе екі көршілес шың арасындағы қашықтық.
Әлсіз күш: Төрт іргелі күштің ішіндегі күші жағынан үшіншісі (немесе әлсіздігі жағынан екіншісі), әсер ету радиусы өте қысқа. Ол барлық материя бөлшектеріне әсер етеді, бірақ күш тасымалдаушы бөлшектерге әсер етпейді.
Салмақ: Денеге гравитациялық өріс тарапынан түсетін күш. Ол массаға пропорционал, бірақ онымен бірдей емес.
<span data-term="true">Ақ ерікті</span>: Электрондар арасындағы тыйым салу принципінің тебілу күшімен сақталып тұрған тұрақты суық жұлдыз.
Құрт іні: Ғаламның алыс аймақтарын байланыстыратын кеңістік-уақыттың жіңішке түтігі. Құрт індері параллель немесе «нәресте» ғаламдармен де байланысуы мүмкін және уақыт бойынша саяхаттау мүмкіндігін беруі ықтимал.
АЛҒЫС ХАТ
Бұл кітапты жазуға көптеген адамдар көмектесті. Менің ғалым әріптестерім ерекше шабыт берді. Осы жылдар ішіндегі негізгі серіктестерім мен әріптестерім Роджер Пенроуз, Роберт Герох, Брэндон Картер, Джордж Эллис, Гэри Гиббонс, Дон Пейдж және Джим Хартл болды. Оларға және қажет кезде әрқашан көмек қолын созған зерттеуші студенттеріме көп қарыздармын.
Студенттерімнің бірі Брайан Уитт бұл кітаптың алғашқы басылымын жазуға үлкен көмек көрсетті. Bantam Books баспасындағы редакторым Питер Гуззарди кітапты айтарлықтай жақсартқан көптеген ескертулер жасады. Сонымен қатар, осы басылым үшін мәтінді қайта қарауға көмектескен Эндрю Даннға алғыс айтқым келеді.
Байланыс жүйесіз мен бұл кітапты жаза алмас едім. Equalizer деп аталатын бағдарламалық жасақтаманы Калифорнияның Ланкастер қаласындағы Words Plus Inc. компаниясынан Уолт Уолтош сыйға тартты. Сөйлеу синтезаторымды Калифорнияның Саннивейл қаласындағы Speech Plus компаниясы берді. Синтезатор мен ноутбукті менің мүгедектер арбама Cambridge Adaptive Communication Ltd. компаниясынан Дэвид Мейсон орнатып берді. Осы жүйенің арқасында мен қазір даусымнан айырылғанға дейінгі уақыттан да жақсырақ қарым-қатынас жасай аламын.
Осы кітапты жазған және қайта өңдеген жылдар ішінде менде бірнеше хатшылар мен көмекшілер болды. Хатшылық жағынан мен Джуди Фелла, Энн Ральф, Лора Джентри, Шерил Биллингтон және Сью Мэйсиге өте ризамын. Көмекшілерім Колин Уильямс, Дэвид Томас, Раймонд Лафламм, Ник Филлипс, Эндрю Данн, Стюарт Джеймисон, Джонатан Бренчли, Тим Хант, Саймон Гилл, Джон Роджерс және Том Кендалл болды. Олар, менің медбикелерім, әріптестерім, достарым және отбасым маған мүмкіндігім шектеулі болса да, толыққанды өмір сүруге және зерттеулерімді жалғастыруға мүмкіндік берді.
[SIGNATURE]Стивен Хокинг[SIGNATURE]
АВТОР ТУРАЛЫ
1942 жылы Галилей қайтыс болған күннің жылдығында дүниеге келген Стивен Хокинг Кембридж университетінде Исаак Ньютон иеленген Лукас математика профессоры кафедрасын басқарады. Эйнштейннен кейінгі ең дарынды теоретик-физик ретінде танылған ол – 1993 жылы жарық көрген «Қара құрдымдар мен нәресте ғаламдар» кітабының, сондай-ақ көптеген ғылыми мақалалар мен кітаптардың авторы.
Пікірлер (0)
Пікір жазу үшін аккаунтқа кіріңіз. Кіру