Банеш Хофман - Альберт Эйнштейн. ТВОРЕЦ И БУНТАРЬ.

Уравнения гравитационного поля ограничивают кривизну пространства — времени. Одни типы кривизны допустимы, а другие — нет. Возможна грубая аналогия с листом бумаги, который хотя и сворачивается самыми разными способами, но не становится выпуклым. Рассмотрим теперь небесное тело, обладающее тяготением. Взятое само по себе, оно характеризуется конкретной кривизной пространства — времени, которую можно изобразить следующим образом:

Но предположим, что есть несколько тел, обладающих тяготением. Если каждое из них сохраняет характерную для него кривизну пространства — времени неизмененной, то эти искривления будут накладываться друг на друга следующим образом:

Если нужно, чтобы они гладко и плавно сливались, то придется, очевидно, их модифицировать.

Как же найти верный способ такого сглаживания? Ответ надо искать в уравнениях поля. Но они оказываются более строгими, чем мы ожидали. Они допускают гладкое и плавное соединение искривлений только в том случае, когда мировые линии обладающих тяготением тел завиваются друг относительно друга в спираль в соответствии с определенными правилами, или, говоря более понятным языком, только в том случае, когда эти обладающие тяготением тела движутся определенным строго ограниченным способом.　

Как же они должны двигаться? Возможно, вы уже догадались. В основном — по законам ньютоновской теории гравитации. Но, конечно, не в точности по ним. С отклонением, и именно в этих-то отклонениях проявляется различие между теориями гравитации, построенными Ньютоном и Эйнштейном.　

Вот, вне всякого сомнения, главный результат. Но если на этом поставить точку, будет упущено нечто еще более глубокое. В теории Ньютона различаются две части: закон гравитации и законы движения. Аналогично построена и теория Максвелла: уравнения электромагнитного поля плюс ньютоновские законы движения, а как бы между ними — «внешняя» формула, выражающая так называемую силу Лоренца. Теория Эйнштейна тоже, казалось, состоит из двух частей: во-первых, это уравнения гравитационного поля, а во-вторых, правило «наикратчайшего пути» для планетарных движений. Это правило не более чем временная мера: согласно ему, планеты считаются крупинками, не обладающими собственным гравитационным искривлением пространства — времени. Но, как мы теперь видим, фактически теория Эйнштейна не распадается на две части. Уравнения гравитационного поля сами управляют движением, причем движением не просто крупинок, а массивных тел, обладающих тяготением и собственной кривизной. Уравнения поля не нуждались ни в каких дополнительных правилах. Их самих было достаточно. Таким образом, структура эйнштейновской теории оказалась еще более экономной (это относится к числу правил), еще более простой, еще более однородной и еще более красивой, чем это представлялось ее автору лет за 20 до того, как теория еще только создавалась.　

А что, если поместить максвелловские уравнения поля в контекст общей теории относительности? В этом случае еще сильнее, чем прежде, проявилось бы то волшебство, которое сопутствует Эйнштейну при объяснении законов движения. Наряду с движением сила Лоренца — уже на законных основаниях — автоматически вытекала бы из достаточных уравнений поля.　

В ходе сложных вычислений встречались и неприятные сюрпризы. Не всегда все получалось так, как того ожидали. Временами ситуация казалась настолько безнадежной, что у сотрудников Эйнштейна опускались руки. Но мужество никогда не покидало Эйнштейна; впрочем, точно так же и изобретательность никогда ему не изменяла. Он решал одну и ту же задачу по десять лет и более, и неудача была для него просто неудачей, а не поражением. Отчаявшимся новым сотрудникам он говорил со смехом, что если уж мир ждал все эти годы, пока данная идея созреет, то еще несколько месяцев не играют никакой роли; а если эта идея окажется в конце концов несостоятельной — что ж, и это не трагедия, если, конечно, проверялась она на совесть.　

В трехмерном пространстве для описания движения частицы нужны соответственно три уравнения. Но уравнения четырехмерного гравитационного поля, будучи достаточными, дадут, очевидно, четыре уравнения для описания движения частицы. Сотрудникам Эйнштейна это казалось главной угрозой успеху всего предприятия. Так казалось им, но не Эйнштейну. Он увидел в лишнем уравнении замечательную возможность: оно разрешало бы определенные орбиты и запрещало другие — точно так же, как в теории, разработанной Бором в 1913 г. Вот это была бы подлинная ирония судьбы, если бы после стольких баталий между Эйнштейном и Бором оказалось, что и ранний вариант квантовой теории Бора, и соответствующие квантовые эффекты входили в качестве составной части в общую теорию относительности Эйнштейна. Увы, так не получилось: четвертое уравнение не накладывало никаких ограничений. Тем не менее эта несбывшаяся надежда свидетельствует о настойчивом и всеобъемлющем стремлении Эйнштейна к физическому единству.