Стивен Хокинг - Краткая история времени. От Большого взрыва до черных дыр [litres]

До 1915 года пространство и время считали ареной, где разворачиваются события, которые на эту арену никак не влияют. Это было справедливо и в контексте специальной теории относительности. Тела двигались, на них действовали силы притяжения или отталкивания, но при этом пространство и время оставались не затронутыми телами и силами. Казалось естественным, что пространство и время существовали и будут существовать всегда.

Но в общей теории относительности все обстоит иначе. Пространство и время в рамках этой теории являются динамическими величинами: движение тела или действие силы влияют на кривизну пространства-времени, а структура пространства-времени в свою очередь влияет на движение тел и действие сил. Пространство и время не только влияют на все происходящее во Вселенной, но и сами подвержены влиянию происходящих во Вселенной событий. Мы не можем говорить о событиях во Вселенной вне понятий пространства и времени, и точно так же в общей теории относительности не имеет смысла говорить о пространстве и времени вне Вселенной.

В последовавшие десятилетия новое понимание пространства и времени революционным образом изменило наши взгляды на космос. На смену прежнему представлению о неизменной в целом Вселенной, которая могла существовать всегда и может продолжать существовать вечно, пришло понятие динамической расширяющейся Вселенной, которая, как казалось, возникла в определенный момент в прошлом и может завершить свое существование в определенный момент в будущем. Этой революции посвящена следующая глава.

Такая перемена также стала отправной точкой для моих исследований в теоретической физике спустя много лет. Мы с Роджером Пенроузом показали, что из общей теории относительности Эйнштейна следует, что у Вселенной должны быть начало и, возможно, конец.

Если взглянуть на небо в ясную безлунную ночь, то самые яркие объекты, которые вы увидите, – это, скорее всего, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Кроме того, на небе будет много звезд вроде нашего Солнца, расположенных куда дальше него. Правда, некоторые из этих «неподвижных» звезд слегка смещаются относительно друг друга по мере движения Земли по орбите вокруг Солнца – они в действительности совсем не неподвижны! А все потому, что сравнительно близки. По мере движения нашей планеты вокруг Солнца мы видим эти относительно близкие звезды с разных ракурсов на фоне более далеких звезд. Это весьма благоприятное обстоятельство, поскольку описанный эффект позволяет непосредственно измерять расстояния до них: чем ближе звезда, тем активнее она «движется» в нашем представлении. Проксима Центавра, ближайшая к нам звезда, находится на расстоянии около четырех световых лет (свет от нее добирается до нас примерно за четыре года), или 40 миллионов миллионов километров, от Земли. Большинство других видимых невооруженным глазом звезд удалены от нас на сотни световых лет. Для сравнения: Солнце отстоит от нашей планеты всего лишь на восемь световых минут! Видимые нам звезды рассыпаны по всему небу, но при этом хорошо заметно, что основная их масса сконцентрирована в полосе, известной как Млечный Путь. Уже в 1750 году некоторые астрономы предлагали объяснение для вида Млечного Пути: согласно их предположению, большинство видимых на небе звезд могли образовывать единую дискообразную структуру, – то есть то, что мы сейчас называем спиральной галактикой. Подтверждение эта гипотеза получила лишь спустя несколько десятилетий, когда астроном сэр Уильям Гершель, премного потрудившись, составил каталог [6]положений огромного числа звезд и расстояний до них. Но такое представление стало общепринятым лишь в начале XX века.

Современная картина Вселенной возникла совсем недавно – в 1924 году, когда американский астроном Эдвин Хаббл показал, что наша Галактика Млечный Путь – не единственная во Вселенной. Хаббл, в сущности, доказал существование множества других галактик, разделенных огромными объемами пустого пространства [7]. Для этого ему потребовалось определить расстояния от Земли до других галактик. Но галактики так далеки, что, в отличие от близких звезд, выглядят совершенно неподвижными. Поэтому Хабблу пришлось прибегнуть к косвенным методам для определения расстояния. Так, видимый блеск звезды зависит от двух факторов: от того, сколько света звезда излучает за единицу времени (то есть ее светимости), и от того, насколько она удалена от нас (то есть от расстояния до Земли). Мы можем вычислить светимости близких звезд по их видимому блеску и расстоянию. И наоборот, если бы мы знали светимости звезд в других галактиках, то могли бы определить расстояния до этих звезд, измеряя их видимый блеск. Хаббл обратил внимание, что близкие звезды определенного типа, для которых удается определить расстояния, всегда имеют одну и ту же светимость, и предположил, что если найти в далекой галактике звезды таких типов, то можно принять их светимость равной светимости аналогичных звезд в солнечной окрестности и на этой основе рассчитать расстояние до галактики. Если расстояния, получаемые таким образом по нескольким звездам конкретной галактики, окажутся примерно одинаковыми, то такую оценку вполне можно считать заслуживающей доверия.