Стивен Вайнберг - Пояснюючи світ

Протистояння ньютонізму відображене у знаменитому обміні листами впродовж 1715 та 1716 років між Лейбніцом та прихильником Ньютона превелебним Семюелом Кларком, який перекладав Ньютонову «Оптику» латиною. Значною мірою їхня суперечка стосувалася природи Бога: чи втручається Він у керування світом, як вважав Ньютон, чи може налаштував той на автономну роботу від самого початку?20 Ця суперечка здається мені надзвичайно несерйозною, бо навіть якби її предмет був реальний, ні Кларк, ні Лейбніц усе одно не могли нічого про це знати.

Зрештою несприйняття теорій Ньютона не мало жодного значення, бо його фізика досягала дедалі більших успіхів. Галлей припасував дані спостережень комет, здійснених у 1531, 1607 та 1682 роках, до однієї-єдиної майже параболічної еліптичної орбіти, показуючи, що в усіх цих випадках з’являлася та сама комета. Використовуючи теорію Ньютона, щоб врахувати гравітаційні пертурбації внаслідок впливу мас Юпітера та Сатурна, французький математик Алексі Клод Клеро та його колеги передбачили в листопаді 1758 року, що в середині квітня 1759 року ця комета повернеться до перигелію. Комету помітили на Різдво 1758 року, за 15 років після смерті Галлея, а 13 березня 1759 року вона досягла перигелію. У середині XVIII століття теорію Ньютона популяризували Клеро та Емілі дю Шатле, переклавши «Математичні начала» французькою, а також впливовий Вольтер, коханець дю Шатле. Ще один француз, Жан д’Аламбер, опублікував у 1749 році перше правильне й точне обчислення прецесії рівнодень, що ґрунтувалося на ідеях Ньютона. Зрештою ньютонізм тріумфував повсюди.

Сталося це не тому, що ідеї Ньютона відповідали якомусь вже наявному метафізичному критерію наукової теорії. Це було не так. Вони не давали відповіді на запитання про мету, що були центральні в Арістотелевій фізиці. Але вони забезпечили універсальні принципи, що дали можливість розв’язати багато проблем, які раніше здавалися загадковими. Тож ідеї Ньютона забезпечили незаперечну модель того, якою фізична теорія має й може бути.

Це є прикладом своєрідного дарвінівського природного добору в історії науки. Ми отримуємо велике задоволення, коли щось успішно пояснюємо, як колись Ньютон пояснив закони планетарного руху Кеплера та багато чого іншого. Наукові теорії та методи, що збереглися до наших днів, ті, що забезпечують таке задоволення, навіть якщо вони й не відповідають якійсь наявній раніше моделі того, як потрібно творити науку.

Заперечення теорій Ньютона послідовниками Декарта та Лейбніца наводить на думку про мораль наукових практик: завжди небезпечно просто відкидати якусь теорію, що має стільки дивовижних успіхів у поясненні результатів спостережень, як мала ньютонівська. Успішні теорії можуть працювати з причин, незрозумілих навіть їхнім творцям, і вони завжди виявляються наближеннями до якихось успішніших теорій у майбутньому, але ніколи не бувають просто помилками.

Цю мораль не завжди брали до уваги у XX столітті. 1920-ті роки ознаменувалися появою квантової механіки – радикально нової конструкції фізичної теорії. Замість обчислення траєкторій планети або частинки, обчислюють еволюцію хвиль імовірності, інтенсивність яких у будь-якому місці та часі говорить нам про імовірність виявлення планети або частинки. Відмова від детермінізму так налякала деяких засновників квантової механіки, включно з Максом Планком, Ервіном Шредінґером, Луї де Бройлем та Альбертом Ейнштейном, що вони більше вже не розробляли теорії квантової механіки, крім того, щоб вказати на неприйнятні наслідки цих теорій. Деяка критика квантової механіки з боку Шредінґера та Ейнштейна спровокувала тривогу та продовжує турбувати нас сьогодні, але до кінця 1920-х років квантова механіка стала вже такою успішною в поясненні властивостей атомів, молекул та фотонів, що її довелося сприймати серйозноно. Заперечення теорій квантової механіки цими фізиками означало, що вони не змогли взяти участь у великому прогресі в розвитку фізики твердих тіл, атомних ядер та елементарних частинок 1930-х та 1940-х років.

Як і квантова механіка, теорія Сонячної системи Ньютона забезпечила те, що пізніше назвали Стандартною моделлю. Я запровадив цей термін у 1971 році21, щоб описати теорію будови та еволюції розширюваного Всесвіту в її тодішньому вигляді, пояснюючи:

Звісно, стандартна модель може бути частково або повністю неправильна. Однак її важливість полягає не в безперечній правильності, а в загальній точці перетину, яку вона забезпечує для величезного різноманіття космологічних даних. Розглядаючи ці дані в контексті стандартної космологічної моделі, ми можемо почати визнавати їхню космологічну важливість, яка б модель зрештою не виявилася правильною.