Книга за пространството и времето след лекциите, които изнесох в Харвард през 1982 г. За ранната

експериментът на Майкелсън — Морли. Теорията на относителността обаче ни принуждава да изменим коренно нашите представи за пространство и време. Трябва да приемем, че времето не е напълно отделно и независимо от пространството, а е обединено с него и образува тъй нареченото пространство- време.
Както знаем, положението на точка в пространството се описва с помощта натри числа или координати. Така например можем да кажем, че точка в стаята е на седем фута от едната стенана три от другата и напет над пода. Или да посочим, че една точка е на определена географска ширина и дължина и на определена височина надморското равнище. Човек е свободен да използва кои да сатри подходящи координати, макар те да имат самоограничена валидност. Положението на Луната не може да се даде в термини мили северно или мили западно от Пикадили съркъс“ и футове надморското равнище. Вместо това трябва да го опишем в термини разстояние от Слънцето, разстояние от орбиталната равнина на планетите и ъгъл между правата, свързваща Луната и Слънцето, и правата между Слънцето и една съседна звезда, например Алфа от Центавър. Но дори и тези координати няма много да ни помогнат да опишем положението на Слънцето в нашата Галактика или положението на нашата Галактика в местната група галактики. На практика човек може да опише цялата Вселена с помощта на колекция от припокриващи се кръпки. Във всяка от тях можем да използваме различно множество от три координати, за да зададем положението на една точка.
Събитието е нещо, което се случва в конкретна точка в пространството в конкретен момент. Поради това можем да го зададем с четири числа или координати. И в този случай изборът на координати пак е произволен можем да използваме кои да сатри добре дефинирани пространствени координати и каква да е мярка за време. В теорията на относителността няма фактическо разграничение между пространствените и времевите координати, също както няма фактическа разлика между кои да са две пространствени координати. Можем да изберем и друга координатна система, в която, да кажем, първата пространствена координата е комбинация от старите първа и втора пространствени координати. Например вместо да измерваме положението на една точка върху Земята в мили северно от Пикадили и мили западно от Пикадили, да използваме мили североизточно от Пикадили и мили северозападно от Пикадили. По същия начин в теорията на относителността можем да използваме нова времева координата, която да е старата (в секунди) плюс разстоянието (в светлинни секунди) северно от „Пикадили“.
Добре е да си представяме четирите координати наедно събитие като координати, задаващи положението му в четири-мерно пространство, наречено пространство-време. Невъзможно е да си представим едно четиримерно пространство. На мен самия мие достатъчно трудно да си представя дори тримерното Но можем лесно да начертаем схеми на двумерни пространства
— например наземната повърхност. (Земната повърхност е двумерна, понеже положението на една точка може да се зададе с две координати — географска ширина и дължина) Аз ще използвам схеми, в които времето нараства нагоре, а едно от пространствените измерения е показано хоризонтално. Другите две

пространствени измерения са пренебрегнати или понякога едното от тях е дадено в перспектива. (Те се наричат пространствено-времеви диаграми, каквато е например фиг. 2.1). На фиг. 2.2 например времето се измерва нагоре в години, а разстоянието по правата от Слънцето до Алфа от Центавър се измерва хоризонтално в мили. Пътят на Слънцето и на Алфа от Центавър през пространство-времето е показан с вертикални линии отляво и отдясно на диаграмата. Един светлинен лъч от Слънцето се движи по диагонала и за да стигне от Слънцето до Алфа от Центавър, са му необходими четири години.

Както видяхме, уравненията на Максуел предсказват скоростта на светлината да е една и съща независимо от скоростта на източника и това е потвърдено сточни измервания. Оттук следва, че ако в-определен момент от определена точка в пространството се изпрати светлинен импулс, стечение навремето той ще се разстеле като сфера от светлина, чийто размери положение ще бъдат независими от скоростта на източника. След милионна част от секундата светлината ще сее разстлала и ще образува сфера с радиус 300 метра след две милионни от секундата радиусът ще е 600 метра и т.н. — също както набръчкването по повърхността на езеро, когато хвърлим камък. Вълните се разпространяват в кръг, който става все по-голям стечение навремето. Ако си представим един тримерен модел, съставен от двумерната повърхностна езерото и като трето измерение времето, разширяващият се кръг вълни ще образува конус, чийто връх е в мястото и времето, в което камъкът е докоснал водата (фиг. 2.3). По същия начин светлината, която се разпространява от едно събитие, образува тримерен конус в четиримерното пространство-време. Този конус се нарича бъдещ светлинен конусна събитието. Пак по този начин можем да начертаем един втори конус, наречен минал светлинен конус, представляващ множеството от събития, светлинният импулс, от които е в състояние да стигне додадено събитие (фиг. Миналият и бъдещият светлинен конусна едно събитие P разделят пространство-времето натри области (фиг. 2.5). Абсолютното бъдеще на събитието е областта във вътрешността на бъдещия светлинен конусна. То е множеството от всички събития, които могат евентуално да се повлияят от това, което става в P. Събитията извън светлинния конусна не могат да бъдат достигнати със сигнали от P, защото нищо не може да се движи по-бързо

от светлината. Следователно те не могат да се повлияят от това, което се случва в P. Абсолютното минало нае областта вътре в миналия светлинен конус. То е множеството от всички събития, от които сигналите, движещи се със или под светлинната скорост, могат да достигнат P. Поради това то е множеството от всички събития, които могат евентуално да влияят на това, което става в P. Ако знаем какво става в един конкретен момент навсякъде в областта от пространството, която лежи вътре в миналия светлинен конус P, ще можем да предвидим какво ще стане в P. Навсякъде другаде е областта от пространство-времето, която не лежи нитов бъдещия, нитов миналия светлинен конусна. Събитията в областта навсякъде другаде не могат да оказват влияние върху или да се влияят от събитията в P. Ако например Слънцето престане да свети точно в този момент, това няма да окаже влияние върху събитията на Земята в настоящето, защото те ще са в областта навсякъде другаде за събитието, когато Слънцето изчезне (фиг. 2.6). Ние ще узнаем затова едва след осем минути, което представлява времето, необходимо светлината да стигне от Слънцето до нае. Едва тогава събитията на Земята ще попаднат в бъдещия светлинен конусна събитието, при което Слънцето изчезва. По същия начин ние не знаем какво става в този момент надалеч във Вселената светлината, която виждаме от далечните галактики, ги е напуснала преди милиони години, а за най-отдалечените обекти, които виждаме, светлината ги е напуснала преди около 8 млрд. години. Ето защо, когато гледаме Вселената, ние я виждаме такава, каквато е била в миналото.
Ако пренебрегнем гравитационните ефекти, както са направили Айнщайн и Поанкаре през 1905 г, ще стигнем до т.нар. специална теория на относителността. За всяко събитие в пространство-времето можем да построим светлинен конус (множеството от всички възможни пътища на светлината в пространство-времето, излъчена от това събитие, а тъй като скоростта на светлината е една и съща при всяко събитие и за всяка посока, всички

светлинни конуси ще са идентични и ще са насочени в една и съща посока. Теорията ни казва също, че нищо не може да се движи по-бързо от светлината.
Това значи, че пътят на който ида е обект в пространството и времето трябва да се представи с права, която лежи в границите на светлинния конус за всяко събитие върху него (фиг. Специалната теория на относителността много успешно обясни факта, че скоростта на светлината е една и съща за всички наблюдатели (както показа експериментът на Майкелсън — Морли), ида опише какво става, когато обектите се движат със скорост, близка до скоростта на светлината. Тя обаче не се съгласуваше с Нютоновата теория за гравитацията, според която телата се привличат помежду си със сила, зависеща от разстоянието между тях. Това значи, че ако преместим едно от телата, силата върху другото тяло веднага ще се промени. Или с други думи, гравитационните ефекти би трябвало да се движат с безкрайна скорост, а не със скоростта на светлината или по-малка от нея, както изисква специалната теория на относителността. Между 1908 ги г. Айнщайн на няколко пъти се опитва безуспешно да намери теория на гравитацията, която да се съгласува със специалната теория на относителността. Накрая, през 1915 г, той предложи това, което сега наричаме теория на относителността.
Айнщайн направи революционното предположение, че гравитацията не е сила като другите, а е следствие от факта, че пространство-времето не е плоско, както се смяташе дотогава то е изкривено или извито от разпределението на масата и енергията в него. Тела като Земята не са създадени за движение поизкривени орбити под въздействието на силата,

наречена гравитация вместо това те следват най-близкия прав път в изкривеното пространство, който се нарича геодезична линия. Геодезичната линия е най-късото (или най-дългото) разстояние между две съседни точки. Така например повърхността на Земята представлява двумерно изкривено пространство. Геодезичната линия върху земната повърхност се нарича голям кръг и е най-късото разстояние между две точки (фиг. 2.8). Тъй като геодезичната линия е най-късият път между две летища, това е маршрутът, който навигаторът ще покаже на пилота. В общата теория на относителността телата винаги се движат поправи линии в четиримерното пространство-време, но на нас винаги ни се струва, че се движат по криволинеен път в нашето тримерно пространство. (Също както ако наблюдаваме самолет, който лети над хълмиста местност. Въпреки че той се движи по права в тримерното пространство, неговата сянка описва изкривен път върху двумерната земна повърхност.)
Масата на Слънцето изкривява пространство-времето тапа, че макар Земята да се движи по права в четиримерното пространство-време, струвани сече се движи по кръгова орбита в тримерното пространство. На практика орбитите на планетите, предсказани от общата теория на относителността, са почти съвсем същите като тези от Нютоновата теория за гравитацията. Но Меркурий, тази най-близка до Слънцето планета, изпитва най-силни гравитационни ефекти орбитата му е твърде удължена и според общата теория на относителността голямата осна елипсата трябва да се завърта около Слънцето с около един градус за десет хиляди години. Макари слаб, този ефект е забелязан преди 1915 ги е послужил като едно от първите потвърждения на Айнщайновата теория. В последните години с радар бяха измерени и още по-малки отклонения в орбитите на другите планети от Нютоновите предсказания и се установи, чете се съгласуват с предвижданията на общата теория на относителността.
Светлинните лъчи също трябва да следват геодезичните линии в пространство-времето. И в този случай фактът, че пространството е изкривено, означава, че привидно светлината не се движи по права в пространството. Общата теория на относителността предсказва сгъване на светлината от гравитационните полета. Така например теорията предсказва, че светлинните конуси на точки, близки до Слънцето, трябва да са леко огънати навътре поради масата на Слънцето. Това значи, че ако минава близо до Слънцето, светлината от една далечна звезда ще се изкриви на малък ъгъл и звездата ще заеме друго положение заземен наблюдател (фиг. 2.9). Разбира се, ако светлината от звездата минава винаги близо до Слънцето, ние не бихме могли да кажем дали светлината се отклонява, или звездата е наистина там, където я виждаме. С обикалянето на Земята около Слънцето обаче различни звезди попадат зад Слънцето й светлината им се отклонява. Поради това те променят видимото си положение относно другите звезди.

Обикновено този ефект много трудно се забелязва, тъй като светлината на Слънцето не позволява да се наблюдават звезди, които се явяват близо до Слънцето. Но това става възможно по времена слънчево затъмнение, когато Луната закрие светлината от Слънцето. Предсказаното от Айнщайн отклонение на светлината не можа да бъде проверено още през 1915 г, защото започна Първата световна война, и едва през 1919 г, наблюдавайки затъмнение от Западна Африка, една английска експедиция показа, че светлината наистина се отклонява точно по предвижданията на теорията. Това потвърждение на една немска теория от английски учени бе приветствано като важен акт на помирение между двете страни след войната. За зла участ по-късните изследвания на тези фотографии, направени по времена експедицията, показаха, че грешките са толкова големи, колкото и ефектът, който са се стремили да измерят. Техните измервания се оказаха просто късмет или пък случай, когато знаем предварително резултата, който искаме да получим нещо, което не е необичайно в науката. Лекото изкривяване обаче бе точно потвърдено впоследствие от няколко наблюдения.
Друго предвиждане на общата теория на относителността е, че близо до такова масивно тяло като Земята времето се забавя. Това се обяснява свръзката между енергията на светлината и нейната честота (те. броят светлинни вълни за секунда колкото по-голяма е енергията, толкова по-висока е честотата. Когато светлината се движи нагоре в земното гравитационно полетя губи енергия и честотата й намалява. (Това значи, че интервалът от време между гребена на една вълна и следващата се увеличава) На някой,

разположен отгоре, ще му се стори, че за всичко, което се случва отдолу, ще е необходимо повече време. Това предсказване бе проверено през 1962 г. с помощта на два много точни часовника, монтирани на върха и в основата на една водна кула. Беше установено, че за часовника, който е в основата и е по- близко до Земята, времето тече по-бавно, в точно съответствие с общата теория на относителността. С въвеждането на много точните навигационни системи, основани върху сигнали от спътници, разликата входа на часовниците при различна височина надземната повърхност придоби голямо практическо значение. Защото, ако пренебрегнем предвижданията на общата теория на относителността, изчисленото положение може да се окаже сгрешено с няколко мили!
Нютоновите закони за движение сложиха крайна идеята за абсолютно положение в пространството. Теорията на относителността се освободи от абсолютното време. Да разгледаме двама близнаци. Да предположим, че единият отиде да живее на някой планински връх, докато другият остане на морското равнище. Първият ще остарява по-бързо от втория. Итака, когато се срещнат отново, единият ще бъде по-стар от другия. В този случай разликата между възрастите ще бъде много малка, но би била много по-голяма, ако единият предприеме дълго пътешествие с космически кораб с почти светлинна скорост. Когато се върне, той ще е много по-млад от близнака, останал на Земята. Това е известният парадокс на близнаците, но той е парадокс само ако подсъзнателно се водим от идеята за абсолютно време. В теорията на относителността няма едно-единствено абсолютно време, а всеки индивид си има собствена мярка за времето, която зависи от това, къде се намира и как се движи.
През 1915 г. за пространството и времето се мислеше като за фиксирана арена, на която стават събития, но която не се влияе от това, което ставана нея. Това е вярно дори за специалната теория на относителността. Телата се движат, силите са привличащи и отблъскващи, а времето и пространството просто продължават неповлияни. Естествено било да се смята, че пространството и времето отиват до безкрайност.
В общата теория на относителността обаче ситуацията е съвсем различна. Сега пространството и времето са динамични величини когато едно тяло се движи или една сила действа, това оказва влияние на кривината на пространството и времето, а от своя страна структурата на пространство- времето влияе върху начина, по който телата се движат и силите действат. Пространството и времето не само повлияват, но и се повлияват от всичко, което става във Вселената. Също както не можем да говорим за събития във Вселената без представите за пространство и време, така и в общата теория на относителността е безсмислено да говорим за пространство и време извън границите на Вселената.
В следващите десетилетия това ново разбиране за пространството и времето направи революция в представите низа Вселената. Старата идея за принципно неизменна Вселена, която е съществувала и ще продължи да съществува, бе завинаги изместена от представата за една динамична, разширяваща се Вселена, която вероятно сее появила в определен момент в

миналото и вероятно ще завърши съществуването сив определен момент в бъдещето. Тази революция е предметна следващата глава. А години по-късно тя щеше да стане изходният пункт за моята работа по теоретична физика.
Роджър Пенроуз и аз показахме, че Айнщайновата обща теория на относителността налага Вселената да е имала начало, а вероятно ида има край. РАЗШИРЯВАЩАТА СЕ ВСЕЛЕНА
Ако погледнем небето в ясна безлунна нощ, най-ярките обекти, които ще видим, ще бъдат вероятно планетите Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Ще видими твърде много звезди, които са също като нашето Слънце, носа много поотдалечени от нас. Някои от тези неподвижни звезди в действителност много слабо променят относителните си положения с обикалянето на Земята около Слънцето те изобщо не са неподвижни Това е така, защото са сравнително близко до нас. При завъртането на Земята около Слънцето ние ги виждаме от различни положения по отношение на фона от по-далечни звезди. И добре, че е така, защото това ни позволява да измерим директно разстоянието на тези звезди от нас колкото по-близо са, струвани сече толкова повече се придвижват. Най-близката, наречена Проксима от Центавър, е наоколо четири светлинни години от нас (на нейната светлина са необходими около четири години, за да достигне до Земята) или наоколо мили. Повечето от останалите звезди, видими с просто око, са разположени до неколкостотин светлинни години от нас. За сравнение нашето Слънце е само на осем светлинни минути Видимите звезди изглеждат разпръснати по цялото нощно небе, носа особено концентрирани в една ивица, наречена Млечния път. Още през 1750 г. някои астрономи са предполагали, че видът на Млечния път може да се обясни, ако повечето от видимите звезди лежат в една подобна на диск конфигурация — пример затова, което сега наричаме спирална галактика. Само няколко десетилетия по-късно астрономът сър Уилям Хершел потвърдил идеята си чрез усърдно каталогизиране на положенията и разстоянията на огромен брой звезди. Въпреки това, за да бъде напълно приета, тази идея трябвало да изчака началото на нашия век.
Сегашната картина на Вселената датира едва от 1924 г, когато американският астроном Едуин Хъбъл показа, че нашата Галактика не е единствена, че съществуват и много други галактики с необятна шир от празно пространство между тях. За да докаже това, той трябвало да определи разстоянията до другите галактики, които са толкова далеч, че за разлика от съседните звездите наистина изглеждат неподвижни. Поради това Хъбъл бил принуден да използва косвени методи за измерване на разстоянията. Итака видимият блясък на една звезда зависи от два фактора колко светлина излъчва (нейната светимост) и колко далече от нас. Ние сме в състояние да измерим видимия блясък и разстоянието за близките звезди, така че можем да определим светимостта им. Или обратно, ако знаем светимостта на звездите в другите галактики, можем да определим тяхното разстояние, като измерим

видимия им блясък. Хъбъл забелязал, че някои видове звезди винаги имат една и съща светимост и когато са достатъчно близо до нас, ние я измерваме ето защо, твърди той, ако намерим такива звезди в друга галактика, можем да приемем, че и те имат същата светимост, и така да пресметнем разстоянието до тази галактика. Ако можем да направим това за няколко звезди от една и съща галактика и нашите пресмятания сочат винаги едно и също разстояние, можем да се доверим на нашата оценка.
По този начин Хъбъл определил разстоянията до девет различни галактики. Вече знаем, че нашата Галактика е само една от около 100 млрд. галактики, които могат да се видят със съвременните телескопи, като всяка от тези галактики съдържа стотици милиарди звезди. На фиг. 3.1 е показана фотография на една спирална галактика, подобна на нашата, както предполагаме, че трябва да изглежда за някой, живеещ в друга галактика. Ние живеем в галактика с размер около сто хиляди светлинни години, бавно въртяща се звездите в нейните спирални ръкави обикалят около центъра й за няколко стотици милиони години. Нашето Слънце е просто една обикновена, средна по размени жълта звезда близо до вътрешния крайна един от спиралните ръкави. Очевидно вече сме изминали дълъг път от Аристотел и
Птолемей насам, когато сме мислели, че Земята е център на Вселената!
Звездите са толкова далеч, че ни се струват като светли точици. Ние не можем да видим нито размера, нито формата им. Тогава как да разграничим различните звезди За огромната част от звездите има само едно характерно свойство, което можем да наблюдаваме — цветът на светлината им. Нютон открил, че когато слънчевата светлина премине през триъгълно парче стъкло, наречено призма, тя се разлагана съставните си цветове (нейния спектър)

също както при дъгата. Фокусирайки телескопа върху една отделна звезда или галактика, можем по същия начин да наблюдаваме спектъра на светлината от тази звезда или галактика. Различните звезди имат различни спектри, но относителната яркост на различните цветове е винаги точно такава, каквато очакваме за светлината, излъчена от обект, нагорещен до червено. (Фактически светлината, излъчена от непрозрачен обект, нагорещен до червено, има характеристичен спектър, който зависи само от температурата му — топлинен спектър. Това значи, че по спектъра на светлината можем да определим каква е температурата на тази звезда) Освен това ние установяваме, че в спектрите на звездите липсват някои много характерни цветове и тези липсващи цветове Могат да се различават от звезда към звезда. Тъй като знаем, че всеки химически елемент поглъща характерна част от определени цветове, като съпоставим тези цветове с липсващите от звездния спектър, можем да определим точно кои елементи присъстват в звездната атмосфера.
През двадесетте години, когато астрономите започнаха да разглеждат спектрите на звезди от други галактиките установиха нещо многостранно забелязваха се същите характеристични липсващи цветове, както при звездите от нашата Галактика, но всичките бяха отместени в една и съща относителна степен към червения крайна спектъра. За да разберем следствията от това, трябва първо да си изясним Доплеровия ефект. Както вече знаем, видимата светлина се състои от флуктуации или вълни в електромагнитното поле. Честотата (или броят на вълни за секунда) на светлината е изключително висока — от 400×10 12
до 700×10 12
вълни за секунда. Човешкото око вижда като различни цветове именно различните честоти на светлината, като най-ниските честоти са в червения крайна спектъра, а най-високите — в синия. Сега да си представим един източник на светлина на постоянно разстояние от нас, например звезда, излъчваща светлинни вълни с постоянна честота. Очевидно честотата на вълните, която ние възприемаме, ще бъде същата като честотата, с която са излъчени (гравитационното поле на галактиката няма да е достатъчно силно, за да оказва значително влияние. Да предположим сега, че източникът започва да се движи към нас. Когато излъчи следващия гребен на вълна, той ще бъде по-близо до нас, така че времето, необходимо на гребена на вълната да стигне до нас, ще бъде по-малко, отколкото ако звездата беше неподвижна. Това значи, че времето между два достигащи до нас гребена на вълни ще е по-малко, а оттам броят вълни, които получаваме всяка секунда те. честотата, ще е по-голям, отколкото при неподвижна звезда. Съответно ако източникът на светлина се отдалечава от нас, честотата на вълните, която получаваме, ще бъде по-ниска. Когато става дума за светлина, това ще означава, че спектрите на звезди, отдалечаващи се от нас, ще бъдат отместени към червения край (червено отместване, а на тези, приближаващи се към нас — синьо отместени. Тази зависимост между честота и скорост, наречена Доплеров ефект, е нещо, с което се сблъскваме всекидневно. Вслушайте се в колата напътя когато приближава, двигателят й звучи по- високо (което отговаряна по-висока честота на звуковите вълни, а когато минава и се отдалечава, звукът е по-нисък. Поведението на светлинните или радиовълните е същото. На практика полицията използва Доплеровия ефект за

определяне на скоростта наколите, като измерва честотата на радиовълните, отразени от тях.
В годините след като доказал съществуването на други галактики, Хъбъл прекарвал времето си, като съставял каталог на техните разстояния и наблюдавал спектрите им. По това време повечето очаквали галактиките да се движат съвсем случайно и предполагали да намерят толкова синьо отместени спектри, колкото и червено отместени. Поради това били твърде изненадани да установят, че повечето галактики са червено отместени почти всички се отдалечавали от нас Още по-изненадващо било откритието, което Хъбъл публикувал през 1929 г дори големината начервеното отместване на галактиките не било случайно, а правопропорционално на разстоянието до нас. Или с други думи, колкото поотдалечена е една галактика, толкова по-бързо тя се отдалечава А това означава, че Вселената не би могла да е статична, както всички мислели дотогава, а в действителност се разширява разстоянието между различните галактики нараства с времето.
Откритието, че Вселената се разширява, е една от големите интелектуални революции на XX в. Като се обърнем назад, ние лесно да се чудим защо никой не е помислил затова по-рано. Нютон и други вероятно са разбирали, че една статична Вселена скоро би започнала да се свива под действие на гравитацията. Но да предположим, че Вселената се разширява. Ако сее разширявала сравнително бавно, гравитационната сила бия накарала в крайна сметка да спре разширяването ида започне свиване. Ако обаче тя се разширява със скорост над определена критична стойност, гравитацията никога не би била достатъчно мощна, чеда я спре, и Вселената би продължила вечно да се разширява. Това е нещо подобно на изстрелването на ракета от Земята. Ако тя се движи сравнително бавно, гравитацията ще я спре и тя ще започне да пада обратно към Земята. Но ако ракетата се движи със скорост над критичната (около седем мили в секунда, гравитацията няма да е достатъчно мощна да я притегли към Земята и ракетата ще продължи вечно да се отдалечава. Това поведение на Вселената сее предсказвало от Нютоновата теория през целия XIX, XVIII, а дори и в края на XVII в. Също толкова упорита била и вярата в статичната Вселена, която се запазила и в началото на XX в. Когато през 1915 г. формулирал общата теория на относителността, самият Айнщайн бил толкова сигурен, че Вселената трябва да е статична, щото видоизменил теорията си, за да стане това възможно, като въвел в своите уравнения т.нар. космологична константа. Айнщайн въвел една нова антигравитационна сила, която за разлика от другите нямала конкретен източника била встроена в самата тъкан на пространство-времето. Той твърдял, че пространство-времето има свойствената тенденция да се разширява, а това точно би уравновесило привличането от цялата материя на Вселената и би довело до статична Вселена. Изглежда, само един човек пожелал да приеме общата теория на относителността за истина и докато Айнщайн и останалите физици търсели начин да избегнат предсказването на нестатична Вселена според общата теория, руският физики математик Александър Фридман се опитал да го обясни.

Фридман направил две много прости предположения че Вселената изглежда еднаква накъдето ида гледаме и че това ще е вярно, ако я наблюдаваме от което ида било друго място. Само с тези две идеи Фридман показал, чене можем да очакваме Вселената да е статична. Фактически през
1922 г, няколко години преди откритието на Едуин Хъбъл, Фридман предсказал точно това, което Хъбъл установил!
Предположението, че Вселената изглежда еднаква във всички посоки, разбира се, в действителност не е вярно. Както вече видяхме, останалите звезди в нашата Галактика образуват една отчетлива светла ивица по нощното небе, наречена Млечен път. Но ако погледнем далечните галактики, изглежда, че броят име почти един и същ. Така че Вселената изглежда приблизително една и съща във всички посоки, при условие че я разглеждаме ведър мащаб в сравнение с разстоянията между галактиките и че пренебрегваме различията в малък мащаб. Дълго време това беше достатъчно оправдание за предположението на Фридман — като грубо приближение към реалната Вселена. Но една щастлива случайност от по-ново време разкри факта, че предположението на Фридман е наистина забележително точно описание на нашата Вселена.
През 1965 г. двама американски физици от лабораториите Бел телефон в Ню Джърси — Арно Пензиас и Робърт Уилсън — изпробвали един много чувствителен микровълнов приемник. (Микровълните сакато светлинните вълни, но честотата име от порядъка само на 10×10 10
вълни в секунда)
Пензиас и Уилсън се смутили, когато установили, че техният приемник улавя повече шум от очакваното. Шумът сякаш не идвал от някоя определена посока. Първоначално открили птичи тор в приемника си и проверили за евентуални други неизправности, но скоро ги изключили. Знаели, че всеки атмосферен шум се усилва, когато приемникът не е насочен право нагоре, тъй като светлинните лъчи преминават през много по-дебел атмосферен слой, когато се приемат от около хоризонта, отколкото когато се приемат точно отгоре. Но допълнителният шум бил един и същ независимо накъде е насочен приемникът, така че би трябвало да идва извън атмосферата. Той бил еднакъв дени нощи през цялата година, макар Земята да се върти около оста си ида обикаля около Слънцето. Това показвало, че излъчването трябва да идва извън Слънчевата система, даже извън Галактиката, защото в против случай би се изменяло, когато при движението на Земята приемникът е насочен в различни посоки. Фактически ние знаем, че излъчването трябва да е минало през по-голямата част от наблюдаемата Вселена, а след като изглежда едно и също в различните посоки, Вселената би трябвало също да е една и съща във всички посоки, ако я разглеждаме в големи мащаби. Вече знаем, че в която и посока да гледаме, този шум никога не се изменя с повече от 1/10 000. Така Пензиас и
Уилсън неволно попаднали на забележително точно потвърждение на
Фридмановото предположение.
Почти по същото време двама американски физици от съседния университет в Принстън — Боб Дике и Джим Пийбълс — също се интересували от микровълните. Те работели по едно предположение на Джордж Гамов (бивш студент на Александър Фридман), според което ранната Вселена трябва да е

била много гореща и плътна, нажежена до бяло. Според Дике и Пийбълс ние и сега би трябвало да виждаме светенето на ранната Вселена, защото светлината от твърде отдалечените й участъци едва сега стига до нас. Но разширението на Вселената означава тази светлина да е с такова голямо червено отместване, че сега да я възприемаме като микровълново излъчване.
Дике и Пийбълс се готвели да потърсят такова излъчване, когато Пензиас и
Уилсън чули за тяхната работа и разбрали, че вече са го открили. За откритието си Пензиас и Уилсън получиха Нобелова награда за 1978 г. (което беше малко тежичък удар за Дике и Пийбълс, да не говорим за Гамов!).
На пръв поглед доказателството, че Вселената изглежда еднаква накъдето ида погледнем, като че предполага мястото ни в нея да е малко по- специално. По-конкретно, ако наблюдаваме всички останали галактики да се разбягват от нас, би трябвало ние да сме в центъра на Вселената. Има обаче и друго обяснение Вселената също изглежда една и съща във всички посоки и ако се гледа от друга галактика. Това, както видяхме, е второто предположение на Фридман. Доказателство в полза или против това предположение все още няма. Ние вярваме в него само от съображения за скромност би било изключително странно Вселената да изглежда една и съща във всички посоки около нас, ада не е така и задруги места от нея В модела на Фридман всички галактики се отдалечават една от друга. Ситуацията напомня балон с множество нарисувани върху него петънца, който постоянно се надува. При разширението на балона разстоянието между всеки две петънца се увеличавано не можем да кажем, че някое от петънцата е център на разширението. Нещо повече, колкото поотдалечени са петънцата помежду си, толкова по-бързо ще се раздалечават. По същия начин в модела на Фридман скоростта, с която две галактики се раздалечавате пропорционална на разстоянието между тях. Ето защо той предсказва червеното отместване на една галактика да е пропорционално на разстоянието йот нас — точно това, което установи Хъбъл. Независимо от успеха на модела си и от предсказването на наблюденията на
Хъбъл трудът на Фридман остана в голяма степен неизвестен на Запад до откриването на подобни модели от американския физик Хауърд Робъртсън и английския математик Артър Уокър през 1935 г. в отговорна откритото от
Хъбъл еднородно разширение на Вселената.
Макар че Фридман установи само един модел, съществуват три различни модела, които удовлетворяват двете фундаментални предположения на
Фридман. В първия модел (установен от Фридман) Вселената се разширява достатъчно бавно, което позволявана гравитационното привличане между различните галактики да забави разширението и накрая да го спре. След това галактиките започват да се приближават една към друга и Вселената се свива. На фиг. 3.2 е показано как разстоянието между две съседни галактики се променя с времето. Започва от нула, увеличава се до един максимуми отново намалява до нула. При втория вид решение разширяването на Вселената е толкова бързо, че гравитационното привличане никога не може да го спре, макар че малко го забавя. На фиг. 3.3 е показано разстоянието между съседни галактики по този модел. То започва от нула и накрая галактиките се раздалечават с постоянна скорост. Има и трети вид решение, при което

Вселената се разширява точно с такава скорост, която позволява да се избегне повторно свиване. При това раздалечаването, показано на фиг. 3.4, започва от нула и непрестанно расте. Скоростта на раздалечаване на галактиките обаче става все по-малка и по-малка, макар че никога недостига нула.

Едно забележително свойство на първия Фридманов модел е това, че Вселената не е безкрайна в пространството, но самото пространство няма граници. Гравитацията е толкова силна, че пространството е огънато около себе си и става нещо като земната повърхност. Ако тръгнем вдадена посока по земната повърхност, никога не достигаме някаква непреодолима бариера, нито падаме от ръба, а пак се връщаме там, откъдето сме тръгнали. В първия
Фридманов модел пространството е точно таковано за разлика от земната повърхност е тримерно. Четвъртото измерение, времето, е също крайно, но е като права с две гранични точки — начало и край. По-късно ще видим, че когато обединим общата теория на относителността с принципа за неопределеността от квантовата механика, това ще ни позволи пространството и времето да са крайни, но без граници.
Идеята, че можем да обиколим Вселената ида достигнем там, откъдето сме тръгнали, е добра тема за научна фантастика, но няма кой знае каква практическа стойност, защото можем да докажем, че преди да смея обиколили, Вселената ще сее свила отново до нулев размер. За да стигнем там, откъдето сме тръгнали, преди Вселената да е загинала, ще трябва да се движим по- бързо от светлината, а това не е позволено!
В първия, Фридманов модел, при който Вселената се разширява и отново се свива, пространството е огънато около себе си подобно наземната повърхност. Поради това то е с крайни размери. При втория модел, който вечно се разширява, пространството е огънато по друг начин — като повърхностна седло. Така в този случай пространството е безкрайно. И накрая в третия
Фридманов модел, сточно критична скоростна разширяване, пространството е плоско (и следователно също безкрайно).
Но кой Фридманов модел описва нашата Вселена Ще спрели някога Вселената да се разширява и ще започнели да се свива, или ще продължи вечно да се разширява За да отговорим на този въпрос, трябва да знаем сегашната скоростна разширение на Вселената и сегашната й средна плътност. Ако плътността е по-малка от определена критична стойност, зависеща от скоростта на разширение, гравитационното привличане ще бъде твърде слабо, за да спре разширението. Ако плътността е над критичната стойност, гравитацията ще спре разширението в някой бъдещ моменти ще накара Вселената да се свие отново.
Сегашната скоростна разширение можем да определим, като измерим скоростите, с които другите галактики се разбягват от нас, използвайки
Доплеровия ефект. Това може много точно да се направи. Разстоянията до галактиките обаче не са много добре известни, защото можем да ги измерим само косвено. Всичко, което знаем, е, че за всеки милиард години Вселената се разширява от 5 до 10%. Неувереността ни по отношение сегашната средна плътност на Вселената е още по-голяма. Ако сумираме масите на всички звезди, които можем да видим в нашата Галактика и в другите галактики, сумата е по-малка от една стотна от величината, необходима да спре разширението на Вселената даже за най-ниската оценка на скоростта на разширение. В нашата, а и в другите галактики обаче се съдържа голямо

количество тъмна материя, която непосредствено не можем да видим, но знаем, че трябва да съществува, от влиянието на нейното гравитационно привличане върху орбитите на звездите в галактиките. Освен това повечето галактики са в купове и по същия начин можем да заключим за наличието на още тъмна материя в пространството между галактиките в тези купове чрез нейното влияние върху движението на галактиките. Когато съберем цялата тази тъмна материя, все още стигаме едва до една десета от количеството, изискващо спиране на разширението. Не можем да изключим обаче вероятността да съществува някаква друга форма на материята, разпределена приблизително равномерно във Вселената, която още не сме открили и която да увеличи средната плътност на Вселената до критичната стойност, нужна да спре разширението. Следователно сегашните данни предполагат, че Вселената вероятно ще се разширява вечно, но единственото, в което можем да сме сигурни, е, че дори ида предстои повторно свиване на Вселената, това няма да стане по-рано от 10 млрд. години, след като тя вече сее разширявала поне толкова време. Не бива обаче излишно да се тревожим по това време, ако пространството извън Слънчевата система не е колонизирано, човечеството отдавна ще е измряло, загинало заедно с нашето Слънце!
Всички Фридманови решения имат свойството, че в някакъв момент отминалото (преди 10–20 млрд. години) разстоянието между съседните галактики трябва да е било нула. В този момент, който ние наричаме Големия взрив, плътността на Вселената и кривината на пространство-времето би трябвало да са безкрайни. Понеже математиката не може да борави с безкрайни числа, това значи, че общата теория на относителността (на която се базират решенията на
Фридман) предвижда съществуването на една точка във Вселената, където самата теория не важи. Тази точка е пример затова, което математиците наричат сингулярност. В действителност всички наши теории са формулирани при предположението, че пространство-времето е гладко и почти плоско, така четене важат при сингулярността на Големия взрив, където кривината на пространство-времето е безкрайна. Това значи, че дори да е имало някакви събития преди Големия взрив, не можем да ги използваме, за да определим какво ще стане по-нататък, защото предсказуемостта ще изчезне в момента на Големия взрив. Съответно, ако както в този случай знаем само какво е станало след момента на Големия взрив, не можем да определим какво сее случило преди него. Колкото до самите нас, събитията преди Големия взрив не могат да имат последици, така чене биха представлявали част от научен модел за Вселената. Поради това можем да кажем, че времето започва от Големия взрив. На мнозина не им харесва идеята времето да има начало, вероятно защото напомня за божествена намеса. (От друга страна, Католическата църква възприе модела за Големия взриви през 1951 г. официално обяви, че той е в съгласие с Библията) Поради това бяха направени опити да се избегне изводът, че е имало Голям взрив. Най-широка подкрепа получи т.нар. теория за стационарната Вселена. Тя е предложена през 1948 г. от двамата бежанци от окупираната от нацистите Австрия — Херман Бонди и Томас Голд, заедно с англичанина Фред Хойл, работил с тях по развитието на радара по времена войната. Идеята й е, че с разбягването на галактиките една от друга в

пространството между тях непрестанно се образуват нови галактики от материя, която непрекъснато се създава. Поради това Вселената трябва да изглежда приблизително една и съща по всяко време и от всички точки от пространството. Теорията за стационарната Вселена изисква видоизменяне на общата теория на относителността, за да позволи непрекъснато създаване на материя, нос много малка скорост (приблизително по една частица на кубичен километър за една година, така чеда не противоречи на експеримента. Това е една добра научна теория в смисъла на описаното в глава 1: проста е и прави конкретни предсказания, които могат да се проверят чрез наблюдения. Едно от тези предсказания е, че броят на галактиките или на подобните на тях обектив който ида е пространствен обем трябва да е един и същ накъдето и когато ида погледнем във Вселената. В края на петдесетте години и началото на шестдесетте група астрономи от Кеймбридж под ръководството на Мартин
Райл (който също бе работил с Бонди, Голд и Хойл върху радара по времена войната) проведе изследване на източниците на радиовълни. Групата от Кеймбридж показа, че повечето от тези радиоизточници трябва да са извън нашата Галактика (наистина много от тях могат да се отъждествяват с други галактики, както и че слабите източници са много повече от мощните. Астрономите интерпретираха слабите източници като по-далечни, а мощните
— като по-близки. Освен това се оказа, че за единица обем от пространството близките източници са по-малко от далечните. Това би могло да значи, че се намираме в центъра на голяма област от Вселената, където източниците са по- малко от другаде. Но би могло ида значи, че източниците са били по- малобройни в миналото, по времето, когато радиовълните са тръгнали към нас, отколкото сега. И двете обяснения противоречат на предсказанията на теорията за стационарната Вселена. Нещо повече, откриването на микровълновото излъчване от Пензиас и Уилсън през 1965 г. също показа, че Вселената трябва да е била много по-плътна в миналото. Ето защо теорията за стационарната Вселена трябваше да бъде изоставена.
Друг опит да се избегне изводът, че трябва да е имало Голям взрива оттам и начало във времето, бе предприет от двама руски учени — Евгени
Лифшиц и Исак Халатников през 1963 г. Те предположиха, че Големият взрив може бие особеност само за моделите на Фридман, които в крайна сметка представляват само едно приближение към реалната Вселена. Може би сред всички модели, грубо приближени към действителната Вселена, само тези на
Фридман могат да съдържат сингулярността на Големия взрив. В моделите на
Фридман всички галактики се раздалечават една от друга, така чене е чудно по някое време в миналото всичките да са били наедно и също място. В действителната Вселена обаче галактиките не само се раздалечават директно една от друга, а те имат и малки странични скорости. Така че в действителност не се налага изобщо в миналото да са заемали точно едно и също място, ада са били много близо една до друга. Може би в такъв случай сегашната разширяваща се Вселена е резултат не от сингулярността на Големия взрива от една по-ранна фазана свиване когато Вселената е колапсирала, не всички нейни частици са се сблъскали, аса минали една край друга и след това са се раздалечили помежду си, водейки досегашното разширение на Вселената. Как

да кажем тогава дали реалната Вселена е започнала от Големия взрив
Лифшиц и Халатников просто изследваха моделите на Вселената, които са приблизително като моделите на Фридман, но взеха предвид неправилните и случайни скорости на галактиките в реалната Вселена. Те показаха, че такива модели могат да започнат с Голям взрив, макар галактиките вече да не се раздалечават директно една от друга, но те твърдят, че това е възможно само в някои изключителни модели, в които галактиките се движат подредено. Според тях, след като, изглежда, съществуват безкрайно повече Фридманови модели без сингулярност в Големия взрив, отколкото със сингулярност, би трябвало да заключим, че в действителност не е имало Голям взрив. Впоследствие те осъзнаха, че съществува един много по-общ клас Фридманови модели, които имат сингулярност и в които галактиките не е задължително да се движат по някакъв особен начин. Поради това през 1970 г. те оттеглиха изискването си.
Трудът на Лифшиц и Халатников беше ценен, защото показа, че Вселената би могла да има сингулярност, Голям взрив, ако общата теория на относителността е коректна. Това обаче не реши ключовия въпрос предсказвали общата теория на относителността, че нашата Вселена би трябвало да има
Голям взрив, начало във времето Отговорът дойде от съвсем различен подход, въведен от английския математики физик Роджър Пенроуз през 1965 г. Като използва поведението на светлинните конуси в общата теория на относителността, заедно с факта, че гравитацията е винаги привличаща, той показа, че когато една звезда колапсира под действие на собствената си гравитация, тя попада в област, чиято повърхнина в крайна сметка се свива до нулев размер. А понеже повърхнината на областта се свива до нула, това трябва да се отнася и за обемай. Цялата материя на звездата ще бъде пресована в област с нулев обем, така че плътността на материята и кривината на пространство-времето ще станат безкрайни. С други думи, ще се получи сингулярност, съдържаща се в една област от пространство-времето, известна като черна дупка.
На пръв поглед резултатът на Пенроуз е приложим само за звезди той не казва нищо по въпроса, дали цялата Вселена е имала сингулярност в Големия взрив от своето минало.
По времето, когато Пенроуз изведе своята теорема, аз бях аспирант, който безнадеждно търси проблем за дисертацията си. Две години по-рано ми бяха поставили диагноза на болен от болестта на Лу Гериг — заболяване на двигателния нерви ми беше дадено да разбера, че ми остават още една-две години. При тези обстоятелства едва ли беше особено смислено да работя по дисертацията си — не очаквах да оцелея толкова дълго. И въпреки това вече бяха минали две години, а аз не бях много по-зле. Всъщност нещата се развиха твърде добре замени се бях сгодил заедно много симпатично момиче, Джейн
Уайлд. Но за да се оженя, се нуждаех от работа, а за да получа работа, се нуждаех от дисертация.
През 1965 г. прочетох за теоремата на Пенроуз, че всяко тяло, което претърпява гравитационен колапс, трябва накрая да образува сингулярност. Скоро ми стана ясно, че ако обърнем посоката навремето в теоремата на
Пенроуз, така че колапсът да стане разширение, условията на тази теорема ще

останат в сила, в случай че Вселената сега грубо наподобява Фридманов модел ведри мащаби. Теоремата на Пенроуз показа, че всяка колапсираща звезда трябва да завърши в сингулярност; аргументът с обърнатото време показа, че всяка фридманоподобна разширяваща се Вселена трябва да е започнала от сингулярност. По технически причини теоремата на Пенроуз изискваше Вселената да е безкрайна в пространството. Така че фактически аз можех да използвам теоремата, за да докажа, че би трябвало да има сингулярност само ако Вселената се разширява достатъчно бързо, за да избегне отново колапс (защото само тези Фридманови модели бяха безкрайни в пространството).
През следващите няколко години развих нова математическа техника, за да избегна това и други технически условия в теоремите, доказващи, че трябва да настъпят сингулярности. Окончателният резултат беше един труд, съвместен с Пенроуз през 1970 г, който накрая доказа, че трябва да е имало сингулярност в Големия взривно при условие че общата теория на относителността е коректна и Вселената съдържа толкова материя, колкото наблюдаваме. Нашият труд срещна доста опоненти, отчасти сред руснаците поради тяхното марксистко схващане за научния детерминизъм, отчасти сред хора, според които цялата идея за сингулярностите е отблъскваща и опорочава красотата на Айнщайновата теория. И все пак никой не може да спори седна математическа теорема. Накрая нашият труд бе всеобщо приети днес почти всички приемат, че Вселената е започнала със сингулярност в Големия взрив. Може бие комично, че след като промених мнението си, сега се опитвам да убедя другите физици, че фактически не е имало сингулярност в началото на Вселената, но, както ще видим по-късно, тя може да изчезне, ако вземем предвид квантовите ефекти.
В тази глава видяхме как за по-малко от половин век представата низа Вселената, формирана в продължение на хилядолетия, сее променяла. Изходна точка затова бяха откритието на Хъбъл, че Вселената се разширява, и осъзнаването на незначителността на нашата собствена планета в безкрая на Вселената. С натрупването на експериментални и теоретични доказателства ставаше все поясно, че Вселената трябва да е имала начало във времето, докато най-сетне през 1970 г. двамата с Пенроуз го доказахме на базата на общата теория на относителността на Айнщайн. Това доказателство показа, че общата теория на относителността е просто една непълна теория тя не може да ни каже какво е началото на Вселената, защото предвижда, че всички физични теории, включително и самата тя, са неприложими за началото на Вселената. Но общата теория на относителността твърди да е само една частна теория, така че това, което теоремите за сингулярност наистина показвате, че в твърде ранната Вселена е имало период, когато Вселената е била толкова малка, че повече не бихме могли да пренебрегнем дребномащабните ефекти от друга важна частна теория на двадесетото столетие — квантовата механика. В началото на осемдесетте години бяхме принудени да се насочим към разбирането на Вселената, преминавайки от теорията за изключително голямото към теорията за нищожно малкото. Тази теория, квантовата механика, ще опишем по-нататък, преди да се обърнем към

усилията за обединяване на двете частни теории в една-единствена квантова теория за гравитацията. ПРИНЦИПНА НЕОПРЕДЕЛЕНОСТТА
Успехите на научните теории и особено на Нютоновата теория за гравитацията накарали френския учен маркиз Дьо Лаплас в началото на XIX в. да покаже, че Вселената е напълно детерминистична. Лаплас предположил, че трябва да съществува система от научни закони, които позволяват да предвидим всичко, което ще се случи във Вселената, ако знаем с точност състоянието на Вселената вдаден момент. Ако например знаем положенията и скоростите на Слънцето и планетите вдаден момент, можем да използваме законите на Нютон ида определим състоянието на Слънчевата система във всеки друг момент. В този случай детерминизмът изглежда твърде очевиден, но
Лаплас не спрял дотук, а допуснал, че всичко, включително и поведението на човека, се управлява от подобни закони.
Доктрината за научен детерминизъм срещнала упоритата съпротива на мнозина, според които тя посягана свободата на Бог да се намесва в света, но е останала като стандартно допускане в науката чак до началото на нашето столетие. Един от първите признаци, че това схващане трябва да се изостави, дойде от изчисленията на английските учени лорд Рейли и сър Джеймс Джийнс. Те предположиха, че едно горещо тяло или обект, като например една звезда, трябва да излъчва безкрайна енергия. Според законите, в които тогава вярвахме, едно горещо тяло трябва да освобождава електромагнитни вълни например радиовълни, видима светлина или рентгенови лъчи) равномерно по всички честоти. Едно горещо тяло например трябва да излъчва едно и също количество енергия във вълни с честоти между един идва млрд. вълни в секунда, както и при честоти между два и три млрд. вълни в секунда. А щом броят вълни в секунда е неограничен, това значи, че общото количество излъчена енергия ще е безкрайно.
За да избегне този явно нелеп резултат, немският учен Макс Планк предположил през 1900 г, че светлинните, рентгеновите и другите вълни не могат да се излъчват произволно, а само на определени порции, които той нарича кванти. Освен това всеки квант притежава определено количество енергия, което е толкова по-голямо, колкото по-висока е честотата на вълните, така че при достатъчно висока честота излъчването на един-единствен квант би изисквало повече енергия от наличната. Така излъчването при високи честоти ще намалява, откъдето следва, че излъчената от тялото енергия ще бъде крайна.
Квантовата хипотеза обясни наблюдаваната степенна излъчване от горещи тела много добре, но нейните последици за детерминизма не бяха осъзнати дог, когато друг немски учен, Вернер Хайзенберг, формулира своя знаменит принципна неопределеността. За да предскажем бъдещото положение и скоростта на една частица, трябва да можем точно да измерим сегашното й положение и скорост. Най-простият начин да направим това е да

осветим частицата. Някои от светлинните вълни ще се разсеят от частицата и така ще определят нейното положение. Но ние няма да сме в състояние да определим положението на частицата поточно, отколкото е разстоянието между гребените на светлинните вълни, така че ще трябва да използваме светлина с малка дължина на вълната, за да измерим поточно положението на частицата. Според квантовата хипотеза на Планк обаче не можем да използваме произволно малко количество светлина то трябва да е поне един квант. Но този квант ще наруши състоянието на частицата и ще промени скоростта й по непредсказуем начин. Освен това, колкото поточно измерваме положението, толкова покъса трябва да е дължината на светлинната вълна, а следователно толкова по-висока трябва да е енергията на единичния квант. А тогава скоростта на частицата ще се промени в по-голяма степен. С други думи, колкото поточно се опитваме да измерим положението на частицата, толкова по-неточно ще можем да измерим нейната скорости обратно.
Хайзенберг показа, че неопределеността в положението на частицата, умножена по неопределеността в нейната скорости по масата на частицата никога не може да бъде величина, по-малка от една определена стойност, известна като Планкова константа. Нещо повече, това ограничение не зависи от начина, по който се опитваме да измерим положението или скоростта на частицата, нито от вида частица принципът на неопределеността на
Хайзенберг е фундаментално, неизбежно свойство на света.
Принципът на неопределеността има съществени следствия за начина, по който гледаме на света. И след повече от петдесет годините още не са напълно оценени от много философии продължават да са обектна много противоречия. Принципът на неопределеността беляза края на мечтата на
Лаплас за една научна теория, един модел на Вселената, които да са напълно детерминистични: човек, разбира се, не може да предвиди бъдещи събития точно, ако не е в състояние дори точно да измери сегашното състояние на Вселената И все пак можем да си представим, че съществува система от закони, напълно определяща събитията за някое свръхестествено същество, което може да наблюдава сегашното състояние на Вселената, без да го нарушава. Но такива модели на Вселената не са особено интересни за нас, простосмъртните. Май е по-добре да използваме принципа на пестеливостта, известен като бръснача на Окам, ида отрежем всички свойства на теорията, които не могат да се наблюдават. Този подход накара Хайзенберг, Ервин
Шрьодингер и Пол Дирак през двадесетте години да преформулират механиката в една нова теория, наречена квантова механика, основана върху принципа на неопределеността. В тази теория частиците вече нямат отделни, добре дефинирани положения и скорости, които да могат да се наблюдават. Вместо това те имат квантово състояние, което е комбинация от положение и скорост.
Обикновено квантовата механика не предсказва един-единствен конкретен резултат от едно наблюдение, а множество различни възможни изходи и ни казва колко вероятен е всеки от тях. Или с други думи, ако проведем едно и също измерване върху голям брой подобни системи, всички с еднакво изходно състояние, ще установим, че измерването ще даде А в

определен случай, Б в друг случай и т.н. Човек може да предвиди приблизителния брой пъти, когато резултатът ще бъде А или Б, но не може да предскаже конкретния резултат от едно отделно измерване. Поради това квантовата механика въвежда един неизбежен елемент на непредсказуемост или случайност в науката. Айнщайн се противопостави много енергично на това независимо от важната си роля в развитието на тези идеи. Засвоя принос към квантовата теория Айнщайн получи Нобелова Награда. И въпреки това той никога не прие, че Вселената се управлява от случайността неговото отношение е синтезирано в известното му твърдение Бог не играе на зарове Повечето от останалите учени обаче бяха готови да приемат квантовата механика, защото тя отлично се съгласуваше с експеримента. Всъщност това беше една изключително сполучлива теория и е залегнала в основите на почти цялата съвременна наука и технология. Тя управлява поведението на транзисторите и интегралните схеми, тези съществени компоненти на електронни устройства като телевизионните системи и компютрите, а освен това е основана съвременната химия и биология. Единствените области от физиката, в които квантовата механика все още не е намерила подходящо място, са гравитацията и едромащабната структура на Вселената.
Макар светлината да се състои от вълни, квантовата хипотеза на Планк ни казва, че понякога тя има поведението на частици може да се излъчва или поглъща само на порции или кванти. Същевременно принципът на неопределеността на Хайзенберг налага поведението на частиците в някои отношения да е като това на вълните нямат определено положение, аса размити с определено вероятностно разпределение. Теорията на квантовата механика се основава върху съвсем нова математика, която вече не описва реалния свят с помощта на частици и вълни единствено наблюденията върху този свят могат да се опишат по този начин. Итака в квантовата механика се явява дуализъм между вълни и частици в някои случаи е целесъобразно да мислим за частиците като за вълни, а в други е по-добре да мислим за вълните като за частици. Едно важно следствие от това ечене сме в състояние да наблюдаваме така наречената интерференция между две групи вълни или частици. С други думи, гребените на една група вълни могат да съвпадат с падините на другата група. Тогава двете групи вълни се унищожават взаимно, а не се сумират в по-голяма вълна, както можем да очакваме (фиг. 4.1). Познат пример за интерференцията на светлината са цветовете, които често се наблюдават в сапунени мехури. Бялата светлина се състои от вълни с всички възможни дължини на вълната или цветове. За определени дължини гребените на вълните, отразени от едната страна насапунения филм, съвпадат с падините, отразени от другата страна. Цветовете, отговарящи на тези дължини на вълната, липсват в отразената светлина и поради това тя изглежда оцветена.

Поради дуалистичните представи, въведени от квантовата механика, интерференция може да настъпи и при частици. Известен пример в това отношение е експериментът с два процепа (фиг. 4.2). Да разгледаме една преграда с два тесни успоредни процепа. От едната страна на преградата е поставен източник на светлина с определен цвят (те. с определена дължина на вълната. По-голямата част от светлината ще попадне в преградата, но малка част ще премине през процепите. Да приемем сега, че сме поставили екран зад преградата. До всяка точка от екрана ще достигат вълни от двата процепа. В общия случай обаче разстоянието, което светлината трябва да измине от източника до екрана през двата процепа, ще бъде различно. Това означава, че фазите на вълните от двата процепа няма да са еднакви, когато стигнат до

екрана в някои места вълните ще се унищожават, а в други взаимно ще се усилват. В резултат ще се получи характерно изображение от светли и тъмни ивици.
Забележителното в случая е, че ако заменим източника на светлина с източник на частици, например електрони с определена скорост (което означава, че съответните вълни са с определена дължина, ще получим пак същия тип ивици. Още по-странно е, че ако имаме само един процеп, няма изобщо да получим ивици, а просто равномерно разпределение на електроните върху екрана. Поради това можем да приемем, че с отварянето на още един процеп просто се увеличава броят електрони, достигащи всяка точка от екрана, а в резултатна интерференция той фактически намалявана някои места. Ако пускаме електроните един по един към процепите, можем да очакваме всеки електрон да премине през единия или другия процеп, така че поведението му да е точно такова, каквото би било, ако имаше само един процеп — да се получи равномерно разпределение върху екрана. В действителност обаче дори когато пускаме електроните един по един, ивиците пак се наблюдават. Излиза, че всеки електрон минава и през двата процепа едновременно!
Явлението интерференция между частици бе от решаващо значение за изясняване на строежа на атома — този основен градивен елемент в химията и биологията, градивната тухличка за самите нас и за всичко около нас.
В началото на нашия век се смяташе, че подобно на планетите, които обикалят около Слънцето, електроните (частици с отрицателен електричен заряд) в атома обикалят около едно централно ядро, което носи положителен електричен заряд. Предполагаше сече привличането между положителния и отрицателния заряд задържа електроните по техните орбити, също както гравитационното привличане между Слънцето и планетите задържа планетите по техните орбити. Трудното тук е, че според законите на механиката и електричеството, предхождащи квантовата механика, електроните биха губили енергия и биха се движили поспирала, докато се сблъскат с ядрото. Това значи, че атомът, а фактически цялата материя, бързо биха колапсирали до състояние с много висока плътност. Едно частно решение на този проблем бе намерено от датския учен Нилс Бор през 1913 г. Според него електроните не могат да се движат по орбити на всякакво разстояние от ядрото, а само на определени характерни разстояния. Ако предположим, че на всяко от тези разстояния могат да се движат по орбита само един или два електрона, това би решило проблема за свиването на атома, тъй като електроните няма да могат при движението си поспирала да проникнат по-навътре и ще запълнят орбитите с най-малки разстояния и енергии.
Този модел обясни съвсем задоволително строежа на най-простия атом
— водородния, който има само един електрон, обикалящ около ядрото. Но не стана ясно как да го приложим към по-сложни атоми. Освен това идеята за ограничен брой разрешени орбити изглеждаше твърде произволна. Новата теория квантова механика реши този проблем. Тя разкри, че електронът, обикалящ около ядрото, може да се разглежда като вълна, чиято дължина зависи от неговата скорост. За някои орбити дължината ще отговаряна цяло (а не дробно) число дължини на вълната на електрона. За тези орбити гребенът

на вълната ще бъде наедно и също място при всяка обиколка, така че вълните ще се сумират тези орбити ще отговарят на разрешените орбити на Бор. При орбитите, дължините на които не са цяло число дължини на вълната, всеки гребен в крайна сметка ще се унищожи от падина при движението на електроните тези орбити не са разрешени.
Един изискан начин да се онагледи дуализмът вълна/частица е така нареченото сумиране по траектории, въведено от американския учен Ричард
Файнман. При този подход не се предполага частицата да има една единствена история или път в пространство-времето, както е според класическата неквантова теория, а се предполага да минава от А в Б по всички възможни пътища. С всеки от тези пътища са свързани две числа едното представлява размера на вълната, а другото представлява положението в цикъла (те. дали е в гребен или в падина. Вероятността заминаване от А в Б се намира, като се сумират вълните по всички пътища. Въобще, ако сравним множество от съседни пътища, фазите или положенията в цикъла значително ще се различават. Това значи, че вълните, свързани с тези пътища, почти точно ще се унищожават помежду си. За някои множества по съседни пътища обаче фазите няма да се менят значително за различните пътища. Вълните за тези пътища няма да се унищожават. Такива пътища отговарят на разрешените орбити на
Бор.
С тези представи, изразени в конкретен математически вид, можем сравнително просто да изчислим разрешените орбити в по-сложни атоми, а дори и в молекули, които са изградени от известен брой атоми, свързани заедно чрез електрони, обикалящи около повече от едно ядро. Понеже строежът на молекулите и техните взаимодействия са в основата на цялата химия и биология, квантовата механика ни позволява по принцип да предскажем почти всичко, което виждаме около себе сив границите, наложени от принципа на неопределеността. (На практика обаче изчисленията за системи с повече от няколко електрона са толкова сложни, чене можем да ги осъществим.)
Едромащабният строеж на Вселената, изглежда, се управлява от общата теория на относителността на Айнщайн. Това е една класическа теория, те. тя не взима предвид принципа на неопределеността от квантовата механика, както би трябвало, за да се съгласува с другите теории. Причината това да не води до каквото ида е несъгласие с наблюденията е, че всички гравитационни полета, с които обикновено се сблъскваме, са твърде слаби. Но теоремите за сингулярност, които вече разгледахме, показват, че гравитационните полета стават много силни поне в два случая черните дупки и Големия взрив. В такива силни полета ефектите на квантовата механика са съществени. Итака в известен смисъл класическата обща теория на относителността предсказва точки с безкрайна плътност, предсказва собствения си провал, също както класическата (те. неквантовата) механика предсказва провала си с предположението, че атомите трябва да колапсират до безкрайна плътност. Досега нямаме завършена стройна теория, която да обединява общата теория на относителността и квантовата механика, но знаем някои от свойствата, които тя трябва да притежава. Следствията, които биха имали върху черните

дупки и Големия взрив, ще бъдат описани в следващите глави. За момента обаче ще се обърнем към съвременните опити да се обобщят нашите представи за останалите природни сили в една-единствена, единна квантова теория. ЕЛЕМЕНТАРНИ ЧАСТИЦИ И ПРИРОДНИ СИЛИ
Според Аристотел цялата материя във Вселената се състои от четири основни елемента земя, въздух, огъни вода. Върху тези елементи действат две сили гравитацията, тенденцията на земята и водата да потъват, и левитацията, тенденцията на въздуха и огъня да се издигат. Това разделение на съдържанието на Вселената на материя и сили се използва и днес.
Според Аристотел материята е непрекъсната, те. можем да делим един къс материя на все по-малки и по-малки парченца безкрай и пак няма да стигнем до зрънце материя, което да не може да седели по-нататък. Някои гърци обаче, например Демокрит, твърдели, че на материята е присъща зърнистостта и че всичко е изградено от голям брой различни по вид атоми. Гръцката дума атом означава неделим) Векове наред спорът продължил без някакво реално доказателство за едната или другата страна, докато през 1803 г. английският химик и физик Джон Далтон отбелязал факта, че химичните съединения винаги се свързват в определени пропорции, което може да се обясни с групирането на атоми и образуването на т.нар. молекули. Но спорът между двете философски школи не бил окончателно решен в полза на атомистите чак до началото на нашия век.
Едно от съществените физически доказателства бе дадено от Айнщайн. В своя труд, написан през 1905 г, няколко седмици преди знаменития труд за специалната теория на относителността, Айнщайн отбелязва, че т.нар. Брауново движение — неправилното, случайно движение на прашинките, суспендирани в течност — може да се обясни като сблъскване на атомите на течността с частиците на праха.
По това време вече съществували подозрения, че атомите въпреки всичко не са неделими. Няколко години по-рано изследователят от Тринити Колидж в Кеймбридж Дж. Дж. Томсън демонстрирал съществуването на материална частица, наречена електрон, чиято маса е под 1/1000 от масата на най-лекия атом. Той използвал система, подобна на съвременния кинескоп нагорещена до червено метална жичка освобождава електроните, а понеже теса заредени отрицателно, може да се използва електрично поле, което да ги ускорява към екран с фосфорно покритие. Когато се ударят в екрана, се генерират светлинни проблясъци. Скоро се установило, че тези електрони би трябвало да идват от самите атоми и през 1911 г. английският физик Ърнест Ръдърфорд най-сетне показал, че атомите на веществото наистина имат вътрешен строеж теса изградени от съвсем мъничко, положително заредено ядро, около което обикалят електрони. Той стигнал до това заключение, като анализирал начина, по който алфа-частиците, които са положително заредени и се освобождават от радиоактивни атоми, се отклоняват при сблъскването си с атоми.

Първоначално се смятало, че атомното ядро е изградено от електрони и различен брой положително заредени частици, наречени протони от гръцкото първи, защото се приемало, че това са фундаменталните градивни елементи на материята. През 1932 г. обаче един колега на Ръдърфорд от Кеймбридж,
Джеймс Чадуик, открил, че ядрото съдържа друга частица, наречена неутрон, който има почти еднаква маса с протона, но е без електричен заряд. Затова откритие Чадуик получил Нобелова награда и бил избран за магистър в Гонвил енд Киз Колидж — Кеймбридж (колежът, в който сега съм сътрудник. Впоследствие той се отказал от степента магистър поради разногласия със сътрудниците. В колежа се водели ожесточени спорове от времето, когато завърнали се от войната млади сътрудници гласували вот на недоверие на много от старите сътрудници, които отдавна били в колежа. Това е било преди моето време аз постъпих в колежа през 1965 ги хванах края на ожесточенията, когато подобни несъгласия заставиха друг магистър, Нобелов лауреат — сър Нейвил Мот, да напусне.
Допреди двадесетина години се смяташе, че протоните и неутроните са елементарни частици, но експериментите, в които протони се сблъскваха с други протони или с електрони при високи скорости, показаха, че фактическите се състоят от по-малки частици. Тези частици бяха наречени кварки от физика
Мюрай Гел-Ман (Калифорнийски технологичен институт, който получи Нобелова награда за 1969 г. за работата си върху тях. Названието идва от неточен цитат на фразата Три кварка за Мъстър Марк!“ на Джеймс Джойс. Предполага се думата кварк да се произнася като кварт, накрая с к вместо т, но обикновено се свързва с ларк (чучулига).
Съществуват няколко разновидности на кварка: вероятно има поне шест аромата, като всеки аромат се явява втри цвята — червен, зелени син. Трябва да отбележим, че това са просто названия кварките са много по-малки от дължината на видимата светлина, така че нямат цвят в обикновения смисъл) Изглежда, просто съвременните физици проявяват повече въображение и при наименоването на нови частици и явления вече не се ограничават с гръцкия Един протон или неутрон се състои от три кварка, по един от всеки цвят.
Вече знаем, че нито атомите, нито протоните и неутроните в тях са неделими. Сега въпросът е какво представляват истинските елементарни частици, тези основни градивни тухлички, от които е направено всичко След като дължината на светлинната вълна е много по-голяма от размерите на един атом, ние не можем да се надяваме да видим частите на един атом по обикновен начин. Налага се да използваме нещо с много по-малка дължина на вълната. Както видяхме в последната глава, квантовата механика ни казва, че всички частици са всъщност вълни и че колкото по-голяма е енергията на една частица, толкова покъса е дължината на съответната вълна.
И така най-добрият възможен отговорна нашия въпрос зависи от това, колко голяма е енергията на частицата, с която разполагаме, защото това определя колко малка е скалата на дължините, която ще използваме. Тези енергии на частиците обикновено се измерват в единици, наречени електронволтове (еУ). (При експериментите на Томсън с електрони видяхме, че

той използва електрично поле, за да ги ускори. Енергията, която придобива един електрон от електрично поле един волт е известна като електронволт.) През XIX в, когато единствените енергии на частици, които хората знаеха как да използват, бяха малките енергии от порядъка на няколко електронволта, получени в резултатна химични реакции като горенето например, се смяташе, че атомите са най-малките градивни частици. При експеримента на Ръдърфорд алфа-частиците притежаваха енергия от милион електронволтове. Неотдавна се научихме как да използваме електромагнитни полета за придаване енергия на частиците първоначално от милиони, а по-късно от милиарди електронволтове. Така разбрахме, че частици, които сме смятали преди двадесетина години за елементарни, са фактически съставени от по-малки частици. А може би, стигайки до още по-високи енергии, ще установим, че от своя страна и теса съставени от още по-малки частици Това, разбира сее възможно, но ние разполагаме с теоретични основания да вярваме, че сме стигнали или сме твърде близо до познаването на крайните градивни тухлички на природата.
Като използваме дуализма вълна/частица, разгледан в последната глава, можем да опишем всички във Вселената, включително светлината и гравитацията, с помощта на частици. Те притежават едно свойство, наречено спин. Един възможен начин да си представим спина е да мислим за частиците като за пумпалчета, които се въртят около една ос. Това обаче би ни заблудило, тъй като квантовата механика ни казва, че частиците нямат добре дефинирана ос. Това, което спинът действително ни казва, е как изглежда

частицата от различни посоки. Частица със спин 0 е като точица тя изглежда еднаква от всички посоки (фиг. 5.1–1). А частица със спин 1 е като стрелкичка: тя изглежда различно от различни посоки (фиг. 5.1–2). Частицата изглежда една и съща само ако я завъртим на пълен оборот (360°). Частица със спин 2 е като двупосочна стрелка (фиг. 5.1–3): тя изглежда по същия начин, ако я завъртим наполовин оборот (180°). Подобно частиците с по-голям спин изглеждат по същия начин, ако ги завъртим на по-малки части от един пълен оборот. Всичко това сякаш е много просто, но забележителен факт е, че има частици, които не изглеждат по същия начин, ако ги завъртим само на един пълен оборот с тях трябва да направим два пълни оборота За такива частици казваме, че имат спин Всички познати частици във Вселената могат да се разделят надве групи частици със спин 1/2, които съставляват веществото във Вселената, и частици със спин 0, 1 и 2, които, както ще видим, пораждат взаимодействия между материалните частици.
Материалните частици се подчиняват на т.нар. принцип за забраната на
Паули. Той е открит през 1925 г. от австрийския физик Волфганг Паули, за което му бе присъдена Нобелова награда за 1945 г. Паули е прототипът на физика-теоретик: говори сече дори самото му присъствие в някой град е достатъчно да провали експериментите Според принципа за забраната на
Паули две еднакви частици не могат да съществуват ведно и също състояние, те. те не могат едновременно да заемат едно и също място ида имат една и съща скорост в границите, наложени от принципа на неопределеността. Принципът за забраната има решаващо значение, тъй като той обяснява защо материалните частици не колапсират до състояние на твърде голяма плътност под влияние насилите, пораждани от частиците със спин 0, 1 и 2: ако положенията на материалните частици са много близки, техните скорости трябва да се различават, което значи, чете няма дълго да се задържат наедно и също място. Ако светът бе създаден без принципа на Паули, кварките не биха образували отделни, добре дефинирани протони и неутрони. Нито пък те биха образували заедно с електроните отделни, добре дефинирани атоми. Те щяха да колапсират ида се получи една приблизително еднородна, гъста „супа“.
Изясняването на представата за електрона и останалите частици със спин
1/2 стана едва през 1928 г, когато Пол Дирак, който впоследствие бе избран за
Лукасова професура по математика в Кеймбридж (същата професура, заемана някога от Нютон, а сега и от мен, предложи една теория. Теорията на Дирак беше първата, която е в съгласие както с квантовата механика, така и със специалната теория на относителността. Тя обясни по математически път защо електронът има спин 1/2, те. защо не изглежда по един и същ начин, когато го завъртим на един пълен оборота трябва да го завъртим на два пълни оборота. Освен това тя предсказа, че електронът трябва да има партньор антиелектрон или позитрон. Откриването на позитрона през 1932 г. потвърди теорията на
Дирак и му донесе Нобелова награда за физика за 1933 г. Ние вече знаем, че всяка частица има своя античастица, с която може да анихилира. (В случая с частици, пренасящи взаимодействие, античастиците са същите като самите частици) Възможно е да съществуват цели антисветове и антихора от

античастици. Но ако срещнете своя анти-аз, нему подавайте ръка И двамата ще изчезнете в огромно огнено кълбо!
Въпросът, защо частиците са толкова повече от античастиците около нас, е изключително важени аз ще се върна на него по-нататък в тази глава.
В квантовата механика силите или взаимодействията между материалните частици се носят от частиците с цял спин — 0, 1 или 2. Всъщност материалната частица — например електрон или кварк — излъчва частица, пренасяща взаимодействие. Отскокът в резултатна това излъчване променя скоростта на материалната частица. Тогава частицата, пренасяща взаимодействие, се сблъсква с друга материална частица и бива погълната. Това сблъскване променя скоростта на втората частица, също както ако между двете материални частици действаше сила.
Съществено свойство на частиците, пренасящи взаимодействие, ечете не се подчиняват на принципа за забраната на Паули. Това значи, че техният брой, който може да бъде обменян, не е ограничени поради това те могат да породят силно взаимодействие. Ако обаче частиците, пренасящи взаимодействие, имат голяма маса, това ще затрудни образуването и обмена им на голямо разстояние. Поради това взаимодействията, които те носят, ще са само с малък обсег. От друга страна, ако частиците, пренасящи взаимодействие, нямат собствена маса, взаимодействията ще бъдат с голям обсег. Частиците, носещи взаимодействие, обменяни между материални частици, се наричат виртуални, тъй като за разлика от реалните те не могат да бъдат непосредствено регистрирани с Детекторна частици. Но ние знаем, чете съществуват, защото имат измеряем ефект те пораждат взаимодействия между материалните частици.
Частиците със спин 0, 1 или 2 понякога съществуват и като реални частици и могат да бъдат директно регистрирани с детектор. Тогава те се явяват във видна нещо, което класикът-физик би нарекъл вълна — например като светлините или гравитационните вълни. Понякога те се излъчват при взаимодействието между материални частици, при обменна виртуални частици, пренасящи взаимодействие. (Например електрическата сила на отблъскване между два електрона се дължина обменна виртуални фотони, които никога не могат да бъдат непосредствено регистрирани с детекторно когато един електрон прелита край друг, могат да се освободят реални фотони, които регистрираме като светлинни вълни.)
Частиците, пренасящи взаимодействие, могат да се групират в четири категории в зависимост от големината на взаимодействието, което носят, и частиците, с които взаимодействат. Трябва да отбележим, че това деление на четири групи е изкуственото е удобно при разработването на частни теории, но може ида не отговаряна нещо по-сериозно. В крайна сметка повечето физици се надяват да открият една единна теория, която да обясни четирите сили като различни прояви на една-единствена сила. Всъщност мнозина биха казали, че това е главна цел на физиката днес. Наскоро бяха направени успешни опити да се обединят три от четирите групи взаимодействия и аз ще ги опиша в тази глава. Въпросът за обединяването на останалата категория гравитацията — ще оставим за по-нататък.

Първата категория е гравитационната сила. Тази сила е универсална, те. всяка частица изпитва силата на гравитация в зависимост от своята маса или енергия. Гравитацията е най-слабата от четирите сили тя е толкова слаба, че ако не притежаваше две характерни свойства, изобщо не бихме я забелязали тя може да действана големи разстояния и е винаги притегляща. Това означава, че твърде малките гравитационни сили между отделните частици в две големи тела като Земята и Слънцето могат да се сумират ида породят една значителна сила. Другите три сили са или с малък обсег, или в някои случаи — сили на привличане, а в други на отблъскване, така че проявяват тенденция да се унищожават. При разглеждане на гравитационното поле от гледище на квантовата механика взаимодействието между две материални частици се представя чрез частица със спин 2, наречен гравитон. Гравитонът няма собствена маса и поради това носи взаимодействие с голям обсег. Гравитационната сила между Слънцето и Земята се обяснява с обменна гравитони между частиците, от които са изградени тези две тела. Макар обменяните частици да са виртуални, ефектът им без съмнение е измерим те заставят Земята да се върти около Слънцето Реалните гравитони образуват това, което класикът-физик би нарекъл гравитационни вълни. Теса толкова слаби и така трудни зарегистриране, че никога не са били наблюдавани.
Следващата категорията е електромагнитната сила, която взаимодейства с електрически заредените частици, каквито са електроните и кварките, но не и с незаредените, каквито са гравитоните. Тя е много по-голяма от гравитационната електромагнитната сила между два електрона е почти 10 пъти по-голяма от гравитационната. Съществуват обаче два вида електричен заряд — положителен и отрицателен. Силата между два положителни заряда е на отблъскване, каквато е и между два отрицателни заряда, докато силата между един положителен и един отрицателен заряд е на привличане. Едно толкова голямо тяло като Земята или Слънцето съдържа почти равен брой положителни и отрицателни заряди. Поради това силите на привличане и на отблъскване между отделните частици почти се унищожават и остатъчната електромагнитна сила е малка. Но при малките мащаби на атома и молекулата преобладават електромагнитните сили. Електромагнитното привличане между отрицателно заредените електрони и положително заредените протони в ядрото карат електроните да обикалят по орбити около ядрото на атома, също както гравитационното привличане заставя Земята да обикаля около Слънцето. Електромагнитното привличане се обяснява с обмена на голям брой виртуални безмасови частици със спин 1, наречени фотони. И в този случай фотоните, които се обменят, са виртуални частици. Но когато един електрон премине от една разрешена орбита към друга, по-близка до ядрото, се освобождава енергия и се излъчва реален фотон, който, ако е със съответната Дължина на вълната, може да се наблюдава като видима за човешкото око светлина или да се регистрира от фотонен приемник, какъвто е например фотографският филм.
По-същия начин, когато един реален фотон се сблъска с атом, той може Да придвижи един електрон от орбита, по-близка до ядрото, на друга, поотдалечена. Това изразходва енергията на фотона, така че той се поглъща.

Третата категория се нарича слабо ядрено взаимодействие, на което се дължи радиоактивността и което действа върху всички материални частици със спин 1/2, но не и върху частици със спин 0, 1 или 2 като фотоните и гравитоните. Слабото ядрено взаимодействие небе съвсем ясно дог, когато Абдус Салам от Импириъл Колидж в Лондон и Стивън Уайнбърг от
Харвард предложиха свои теории, които обединяват това взаимодействие с електромагнитната сила, също както Максуел бе обединил електричеството и магнетизма стотина години по-рано. Те предположиха, че освен фотона има три други частици със спин 1, познати общо като тежки векторни бозони, носители на слабото взаимодействие. Те се наричат W+, W’ и Z° и всеки от тях е с маса приблизително 100 GeV (1 GeV = 10 9
eV). Теорията на Уайнбърг Салам показва едно свойство, известно като спонтанно нарушаване на симетрията. Това значи, че ако при ниски енергии възприемаме няколко частици като напълно различни една от друга, в действителност теса един и същи тип, нов различни състояния. При високи енергии тези частици се отнасят като подобни. Ефектът е подобен на поведението на топчето за рулетка върху диска на рулетката. При високи енергии (когато завъртим диска бързо) топчето се държи само по един и същ начин — то продължава да се върти. Но когато движението на диска се забави, енергията на топчето намалява и накрая то пада в един от тридесети седемте процепа на диска. С други думи, при ниски енергии има 37 различни състояния, в които топчето може да бъде. Ако по някакъв начин можем да наблюдаваме топчето само при ниски енергии, бихме сметнали, че има 37 различни вида топчета!
В теорията на Уайнбърг — Салам при енергии, много по-високи от 100
GeV, трите нови частици и фотонът биха имали подобно поведение. Но при по- ниски енергии на частиците, което е по-честият случай, тази симетрия между частиците ще се наруши. W+, W’ и Z° ще придобият големи маси, с което взаимодействията, които носят, ще станат с много малък обсег. По времето, когато Салами Уайнбърг предложиха своята теория, малцина им повярваха, а ускорителите на частици не бяха достатъчно мощни, та да развият енергии от
100 ОеУ, необходими за получаването на реални W+, W’ и Z° частици. През следващите десетина години обаче останалите предсказания на теорията за ниските енергии така добре се съгласуваха с експеримента, че през 1979 г. Салами Уайнбърг получиха Нобелова награда за физика заедно с Шелдън
Глашоу, също от Харвард, който бе предложил подобни обединени теории за електромагнитното и слабото ядрено взаимодействие. На Нобеловата комисия бе спестено неудобството да е допуснала грешка, когато през 1983 г. в ЦЕРН Европейския център за ядрени изследвания) бяха открити трите тежки партньора на фотона сточно предсказани маси и други свойства. Карло Рубиа, който ръководеше колектива от неколкостотин физици, автори на това откритие, получи Нобелова награда за 1984 г. заедно със Симон ван дер Меер
— инженер от ЦЕРН, който бе автор на използваната система за натрупване на антиматерията. (Днес е много трудно да бъдеш забелязан в експерименталната физика, ако вече не си по върховете!)
Четвъртата категория е силното ядрено взаимодействие, което задържа кварките в протона и неутрона, а протоните и неутроните — в ядрото на атома.

Смята сече носител на това взаимодействие е друга частица със спин 1, наречен глуон, който взаимодейства само със себе си и с кварките. Силното ядрено взаимодействие има едно любопитно свойство, наречено затваряне
(конфайнмънт): то винаги свързва частиците в комбинации, които нямат цвят. Не може да има един-единствен кварк, защото той би бил с цвят (червен, зелен или син. В замяна един червен кварк трябва да се присъедини към един зелени един син кварк чрез струна от глуони (червен + син + зелен = бял. Такъв триплет представлява протон или неутрон. Друга възможност е да се образува двойка, съставена от кварк и антикварк (червен + античервен, или зелен + антизелен, или син + антисин = бял. Такива комбинации изграждат частиците, известни като мезони, които са нестабилни, понеже кваркът и антикваркът могат да анихилират, при което се получават електрони и други частици. По същия начин затварянето предотвратява съществуването на самостоятелен глуон, тъй като глуоните също имат цвят. Вместо това има колекция от глуони, чиито цветове се сумират до бял. Тази колекция образува една нестабилна частица, наречена глуонна топка.
Фактът, че свойството затваряне не позволява да се наблюдава отделен кварк или глуон, сякаш създава представата за кварките и глуоните като метафизични частици. Съществува обаче едно друго свойство на силното ядрено взаимодействие, високоенергетично сблъскване между протони антипротон, при което се получават няколко почти свободни кварка наречено асимптотична свобода, с което концепцията за кварки и глуони се дефинира точно. При нормални енергии силното ядрено взаимодействие е наистина силно и свързва здраво кварките помежду им. Но експериментите с големи ускорители на частици показват, че при високи енергии силното взаимодействие значително намалява и поведението на кварките и глуоните става почти като на свободни частици. На фиг. 5.2 е показана фотография на сблъскване между високоенергетичен протони антипротон. Получават се няколко почти свободни кварка и се дава начало на струя от трекове.

Успешното обединяване на електромагнитното и слабото ядрено взаимодействие доведе до множество опити да се съчетаят тези две взаимодействия със силното ядрено взаимодействие в т.нар. теория на Великото обединение. Названието е малко пресилено получените теории не са нито толкова велики, нито напълно обединени, тъй като не включват гравитацията. Те не саи в действителност завършени теории, защото съдържат някои параметри, чиито стойности не могат да се предскажат от теорията, а трябва така да се подберат, чеда се съгласуват с експеримента. Въпреки всичко теса вероятно стъпка към една завършена, напълно обединена теория.
Основната идея на теорията на Великото обединение е следната както споменахме по-горе, силното ядрено взаимодействие отслабва при високи енергии. От друга страна, електромагнитното и слабото взаимодействие, които не са асимптотично свободни, стават силни при високи енергии. При някаква много висока енергия, наречена енергия на Великото обединение, тези три взаимодействия биха имали една и съща сила и би се оказало, чеса просто различни прояви на едно-единствено взаимодействие. Теориите на Великото обединение предсказват също, че при тази енергия различните материални частици със спин 1/2, като кварки и електрони, биха били също почти едни и същи, с което би се постигнало още едно обединение.
Стойността на енергията на Великото обединение не е много добре известна, но вероятно би трябвало да е поне 10 15
GeV. Сегашното поколение ускорители на частици позволява сблъскването на частици с енергия от порядъка на 100 GeV, а се проектират машини, които ще достигнат до няколко хиляди GeV. Но една машина, достатъчно мощна да ускори частици до енергиите на Велико обединение, ще трябва да е с размерите на Слънчевата система и би било невероятно да се финансира при сегашния икономически климат. Поради това е невъзможно теориите на Великото обединение да се проверят непосредствено в лабораторията. Но както и при теорията, обединяваща електромагнитното и слабото взаимодействие, и в този случай има нискоенергетични следствия от теорията, които могат да бъдат проверени.
Най-интересното от тях е предсказването, че протоните, от които е изградена повечето от масата на обикновената материя, могат спонтанно да се разпадат на по-леки частици, каквито са антиелектроните. Причината това да е възможно е, че при енергията на Велико обединение няма съществена разлика между антикварк и антиелектрон. Трите кварка в протона обикновено нямат достатъчно енергия, за да се превърнат в антиелектрони, но много често един от тях може да придобие Достатъчно енергия, за да направи прехода, тъй като според принципа на неопределеността енергията на кварките в протона не може точно да се фиксира. Тогава протонът би се разпаднал. Вероятността един кварк да придобие достатъчна енергия е толкова малка, че ще се наложи да чакаме поне 10 30
години. Това е време, много по-дълго от времето, изминало след големия взрив, което е едва 10 10
години. Човек би си помислил, че възможността за спонтанно протонно разпадане не би могла да се провери експериментално. Но шансовете ни да открием разпадането ще нараснат, ако наблюдаваме голямо количество вещество, съдържащо голям брой протони.

Ако например наблюдаваме 10 31
протони в продължение на една година, според най-простата теория на Великото обединение можем да очакваме да видим разпадането на повече от един протон.)
Проведени са няколко такива експеримента, но никой от тях не доведе до определено доказателство за разпадане на протон или неутрон. При един от експериментите бяха използвани 8000 тона вода и той бе проведен в солната мина „Мортън“ в Охайо (за да се избегне настъпването на други събития, причинени от космическите лъчи, които погрешно да сметнем за разпадане на протон. Тъй като никакво спонтанно разпадане на протони небе наблюдавано по времена експеримента, може да се пресметне, че вероятният живот на протона трябва да е по-дълъг от 10 31
години. Това е по-продължително от времето, предсказано по най-простата от теориите на Великото обединение, но има по-съвършени теории, предсказващи по-дълъг живот. За да ги проверим, ще са необходими още по-чувствителни експерименти с още по-голямо количество вещество.
Макар че наблюдаването на спонтанно разпадане на протона е много трудно, не е изключено самото ни съществуване да е следствие от обратния процес — образуване на протони, или по-просто — на кварки от едно начално състояние, при което кварките не са повече от антикварките, а това е естественият начин да си представим началото на Вселената. Материята на Земята е изградена главно от протони и неутрони, които от своя страна са съставени от кварки. Антипротони и антинеутрони, изградени от антикварки, няма освен няколкото, получени от физиците в големите ускорители на частици. Космическите лъчи са доказателство, че същото се отнася за цялата материя в нашата Галактика няма антипротони, нито антинеутрони, с изключение на малкия брой, получени като двойка частица/античастица при високоенергетични сблъсквания. Ако в нашата Галактика съществуваха големи области от антиматерия, бихме могли да очакваме, че ще наблюдаваме големи количества лъчения от границите между областите от материя и антиматерия, където много частици биха се сблъскали със своите античастици и биха анихилирали с освобождаване на високо-енергетично излъчване.
Ние не разполагаме с директно доказателство дали материята в другите галактики е изградена от протони и неутрони, или от антипротони и антинеутрони, но вероятно е или едното, или другото не може да има смес от двете в една галактика, защото в такъв случай пак бихме наблюдавали силно лъчение от анихилации. Ето защо се предполага всички галактики да са съставени от кварки, а не от антикварки; представата някои галактики да са от материя, а други от антиматерия изглежда неправдоподобна.
А защо кварките са много повече от антикварките? Защо не са поравно? Несъмнено имаме късметче броят им не е равен, защото иначе почти всички кварки и антикварки биха анихилирали още в ранната Вселена и биха оставили Вселена, изпълнена с лъчение, но едва лис някакво вещество. Тогава вероятно нямаше да има галактики, звезди или планети, на които да се развие човешки живот. За щастие теориите на Великото обединение може би ни дават обяснение защо Вселената сега съдържа повече кварки, отколкото антикварки, даже и в началото броят им да е бил равен. Както видяхме, теориите на

Великото обединение позволяват при високи енергии кварките да се превръщат в антикварки. Освен това те позволяват и обратните процеси — превръщане на антикварки в електрони и на електрони и антиелектрони в антикварки и кварки. Някога, в съвсем ранната Вселена, тя е била толкова гореща, че енергиите на частиците вероятно са били достатъчно високи за настъпването на тези превръщания. Но защо това е довело до повече кварки, отколкото антикварки? Причината е, че физичните закони не са съвсем същите за частиците и античастиците.
До 1956 г. се смяташе, че физичните закони се подчиняват на всяка от трите отделни симетрии, наречени C, P и T.
Симетрията C означава, че законите са едни и същи за частици и античастици. Симетрията P означава, че законите са едни и същи за всяка ситуация и нейното огледално изображение (огледалното изображение на една частица с дясно въртене е това на частица с ляво въртене. Симетрията T
означава, че ако обърнем посоката на движение на всички частици и античастици, системата трябва да се върне в предишни състояния с други думи, законите са еднакви както напред, така и назад във времето.
През 1956 г. двама американски физици — Дзун-Дао Ли и Чженин Янг, предположиха, че слабото взаимодействие фактически не се подчинявана P
симетрията. С други думи, слабото взаимодействие би принудило Вселената да се развива различно от начина, но който би се развило нейното огледално изображение. Същата година тяхната колежка Цзин Сян Ву! доказа, че предсказанието име правилно. Тя направи това, като ориентира ядрата на радиоактивни атоми в магнитно поле така, че всичките да се въртят в една и съща посока, и показа, че в една посока се освобождават повече електрони, отколкото в друга. Следващата година Ли и Янг получиха Нобелова награда за своята идея. Освен това беше установено, че слабото взаимодействие не се подчинявана симетрията, те. поведението на вселена, съставена от античастици, ще бъде различно от това на нашата Вселена. Въпреки това, изглежда, слабото взаимодействие спазва комбинираната CP симетрия, те. Вселената би се развивала по същия начин, както огледалното си изображение, дори ако всяка частица бъде заместена от своята античастица! През 1964 г. обаче други двама американци — Дж. У. Кронин и Вал Фич, откриха, че CP симетрията не се спазва дори при разпадането на определени частици, наречени К-мезони.
Накрая през 1980 г. Кронин и Фич получиха Нобелова награда за труда си. Много са наградите, раздадени за посочването на факта, че Вселената не е така проста, както сия представяме!)
Има една математическа теорема, която твърди, че всяка теория, която се подчинявана квантовата механика и на относителността, трябва винаги да съблюдава и комбинираната CPT симетрия. С други думи, поведението на Вселената би трябвало да е едно и също, дори да заменим частиците с античастици, да вземем огледално изображение ида обърнем посоката навремето. Но Кронин и Фич показаха, че ако заменим частиците с античастици и вземем огледално изображение, а не обърнем посоката навремето поведението на Вселената не е същото. Ето защо, ако обърнем посоката навремето, физичните закони трябва да се променят те не спазват T симетрията.
Ранната Вселена положително не сее подчинявала на T симетрия с хода навремето напред Вселената се разширява ако тече назад, Вселената би трябвало да се свива. А след като има сили, които не спазват T симетрията, следва, че с разширението на Вселената тези сили могат да предизвикат превръщането на повече антиелектрони в кварки, отколкото на електрони в антикварки. След това, когато Вселената се разширява и изстива, антикварките ще анихилират с кварките, но тъй като ще има повече кварки, отколкото антикварки, ще остане малък излишък от кварки. Именно те съставят материята, която виждаме днес и от която ние самите сме направени. Така самото ни съществуване може да се разглежда като потвърждение на теориите на Великото обединение, макари само в качествено отношение неопределеностите са такива, чене само не можем да предскажем броя на кварките, които ще останат след анихилацията, а дори това, дали ще са кварки или антикварки. (Ако излишъкът е от антикварки обаче, просто ще трябва да наречем антикварките кварки, а кварките антикварки.)
Теориите на Великото обединение не включват гравитационното взаимодействие. Това няма особено значение, тъй като гравитацията е толкова слаба, че когато става дума за елементарни частици или атоми, обикновено можем да пренебрегнем нейните ефекти. Но фактът, че тя е едновременно с голям обсеги винаги привличаща, означава, че всички нейни ефекти се сумират. Поради това за достатъчно голям брой материални частици гравитационните сили могат да надделеят над останалите. Именно това е причината гравитацията да определя еволюцията на Вселената. Дори за обекти с размерите на звезда гравитационното привличане може да надделее над всички останали сили ида накара звездата да колапсира. Моята работа през те години бе съсредоточена върху черните дупки, които могат да се получават от такъв звезден колапси върху силните гравитационни полета около тях. Именно те подсказаха за първи път как теориите на квантовата механика и общата теория на относителността могат да си оказват взаимно влияние — една бегла представа за предстоящата квантова теория на гравитацията. ЧЕРНИ ДУПКИ
Терминът черна дупка се появи съвсем наскоро. Той бе изкован през 1969 г. от американския учен Джон Уилър като графично описание на една идея, която ни връща назад поне 200 години по времето, когато имаше две теории за светлината едната, подкрепяна от Нютон, беше, че светлината е съставена от частици другата — че е съставена от вълни. Ние вече знаем, че фактически и двете теории са правилни. С дуализма вълна/частица на квантовата механика светлината може да се разглежда и като вълни, и като частици. Според теорията, че светлината е съставена от вълни, не беше ясно как тя би реагирала на гравитацията. Но ако е съставена от частици, можем да очакваме

те да се влияят от гравитацията по същия начин както гюллетата, ракетите и планетите. Отначало хората смятали, че частиците на светлината се движат безкрайно бързо, така че гравитацията не е в състояние да ги забави, но откритието на Рьомер, че светлината се движи с крайна скорост, показа, че вероятно гравитацията играе важна роля.
През 1783 г. преподавателят от Кеймбридж Джон Мичъл публикувал своя работа върху това предположение в списанието на Лондонското кралско дружество „Философикъл Транзакшънс“. Той отбелязва, че една достатъчно масивна и компактна звезда би имала толкова силно гравитационно поле, че светлината не би могла да я напусне всяка светлина, излъчена от звездната повърхност, ще бъде върната обратно от звездното гравитационно привличане, преди да сее отдалечила. Мичъл предполага, че може би съществува голям брой такива звезди. Макар че няма да можем да ги видим, защото светлината им не би стигнала до нас, все пак ще усетим тяхното гравитационно привличане. Сега наричаме тези обекти черни дупки, защото теса именно това черни кухини в пространството. Подобно предположение е направено няколко години по-късно от френския учен маркиз Дьо Лаплас, очевидно независимо от
Мичъл. Интересен е фактът, че Лаплас го е включил само в първото и второто издание на своята книга Система на Света, но не и в по-късните; може бие решил, че това е безумна идея. Освен това корпускулярната теория на светлината бе изпаднала в немилост през XIX в вълновата теория сякаш обясняваше всичко, но според нея не беше ясно дали гравитацията изобщо оказва влияние на светлината.
Всъщност едва ли е много смислено да третираме светлината както гюллето според Нютоновата теория за гравитацията, защото скоростта на светлината е постоянна. (Изстреляното нагоре гюлле ще бъде забавяно от гравитацията и накрая ще спре и ще падне на земята един фотон обаче ще продължи да се движи нагоре с постоянна скорост. Тогава как Нютоновата гравитация може да влияе на светлината) Състоятелна теория за влиянието на гравитацията върху светлината липсваше чак дог, когато Айнщайн предложи своята обща теория на относителността. Но дори и тогава трябваше да мине доста време, преди да бъдат разбрани следствията от тази теория за масивни звезди.
За да разберем как може да се образува една черна дупка, първо трябва да познаваме цикъла на живот на една звезда. Една звезда се образува, когато голямо количество газ (най-вече водород) започне да се свива сам поради гравитационното си привличане. При това свиване атомите на газа се сблъскват помежду си все по-често и по-често и с все по-голяма скорост газът се загрява. Накрая газът става толкова горещ, че когато водородните атоми се сблъскват, те вече не отскачат един от друга се сливат и образуват хелий. Освободената топлина при тази реакция, която е подобна на контролирана експлозия на водородна бомба, е причина звездата да започне да свети. Освен това тази допълнителна топлина също увеличава налягането на газа, докато то стане достатъчно да уравновеси гравитационното привличане, и газът престава да се свива. Също както при балона съществува равновесие между налягането на въздуха в него, което се опитва

да разшири балона, и спъването на каучука, което се опитва да направи балона по-малък. Звездата остава в това стабилно състояние Дълго време, като топлината от ядрените реакции уравновесява гравитационното привличане. Накрая обаче звездата изразходва своя водороди другите си ядрени горива. Парадоксално е, че с колкото повече гориво започва една звезда, толкова по- бързо тя го изразходва. А това е така, защото колкото по-масивна е звездата, толкова по-гореща трябва да бъде, за да уравновеси своето гравитационно привличане. А колкото по-гореща е, толкова по-бързо ще изразходва горивото си. Вероятно нашето Слънце разполага с достатъчно гориво за следващите 5 млрд. години, но по-масивните звезди ще изразходват горивото си за по-малко от около 100 млн. години — много по-малко от възрастта на Вселената. Когато една звезда остане без гориво, тя започва да се охлажда ида се свива. Какво става с нея тогава, се изясни едва в края на двадесетте години.
През 1928 г. един дипломирал се студент от Индия, Субраманян
Чандрасекар, отплувал за Англия, за да учи в Кеймбридж при английския астроном сър Артър Едингтън — специалист по общата теория на относителността. (Разказват, че в началото на те години някакъв журналист казал на Едингтън, че се говори, че има само трима души в света, които разбират общата теория на относителността. Едингтън замълчала после отвърнал Опитвам се да се сетя кой е третият) По времена пътешествието си от Индия Чандрасекар извел колко голяма може да е една звезда, за да устоявана собствената си гравитация, след като е изразходвала цялото си гориво. Идеята била такава когато една звезда стане малка, материалните частици се приближават една до друга, така че според принципа за забраната на Паули скоростите им трябва да са твърде различни. Това ги кара да се раздалечат, което пък води до разширяване на звездата. Поради това една звезда може да запази постоянен радиуса си с уравновесяване на гравитационното привличане с отблъскването, възникващо от принципа за забраната, също както в по-раншния й живот гравитацията сее уравновесявала от топлината.
Чандрасекар съзнавал обаче, че съществува една граница на отблъскването, което принципът за забраната може да осигури. Теорията на относителността ограничава максималната разлика в скоростите на материалните частици в звездата до скоростта на светлината. Това значи, че когато звездата стане достатъчно плътна, отблъскването, причинено от принципа на Паули, ще стане по-малко от гравитационното привличане.
Чандрасекар изчислил, че хладна звезда с маса, по-голяма от около 1,5 пъти масата на Слънцето, не би могла да устои на собствената си гравитация. (Тази маса сега е известна като граница на Чандрасекар.) Подобно откритие бяло направено почти по същото време от руския учен Лев Давидович Ландау.
Откритието имало сериозни последици за окончателната съдба на масивните звезди. Когато масата на звездата е под границата на Чандрасекар, след време тя престава да се свива и се успокоява до възможно окончателно състояние като бяло джудже с радиус няколко хиляди мили и плътност стотици тонове на кубичен инч. Съгласно принципа на Паули бялото джудже съществува поради отблъскване между електроните в неговото вещество. Ние

наблюдаваме голям брой бели джуджета. Едно от първите открити бели джуджета е звезда, обикаляща около Сириус — най-ярката звезда на нощното небе.
Ландау отбелязва, че съществува и друго възможно окончателно състояние за една звезда, също с гранична маса около един-два пъти по- голяма от тази на Слънцето, но и много по-малка по размери даже от бяло джудже. Съгласно принципа на Паули тези звезди съществуват поради отблъскването между неутрони и протони вместо между електрони. Поради това теса наречени неутронни звезди. Техният радиус е вероятно само около десет мили, а плътността име стотици милиони тонове на кубичен инч. По времето, когато съществуването на неутронни звезди бе предсказано за първи път, нямаше как да се наблюдават. Всъщност такива звезди бяха открити доста по-късно.
От друга страна, звездите с маса над границата на Чандрасекар се изправят пред голям проблем, когато свършат горивото си. В някои случаите се взривяват или успяват да изхвърлят достатъчно вещество, така чеда намалят масата си под границата и така да избегнат катастрофалния гравитационен колапс, но трудно можем да повярваме, че това винаги става, независимо колко голяма е звездата. Как звездата разбира, че трябва да свали от теглото си А дори всяка звезда да Успее да се освободи от достатъчно маса, за да избегне колапс, какво би станало, ако добавим маса към едно бяло джудже или неутронна звезда и те надминат границата Дали ще колапсират до безкрайна плътност?
Едингтън бил потресен от това следствие и отказал да повярвана резултата на Чандрасекар. Според Едингтън просто не било възможно една звезда да се свие до точица. Така смятали и повечето учени самият Айнщайн написал един труд, в който твърдял, че звездите не могат да се свиват до нулев размер. Враждебността на другите учени и особено на Едингтън, предишния му учители водещ специалист по въпроса за строежа на звездите, принудили
Чандрасекар да се откаже от тази насока в дейността си ида се обърне към други проблеми в астрономията, каквито са движението на куповете от звезди. Нобеловата награда за 1983 г. му била присъдена поне отчасти за предишния труд пограничната маса на хладните звезди.
Чандрасекар показал, че принципът за забраната на Паули не може да попречи на колапса на звезда, по-масивна от границата на Чандрасекар, но проблемът по изясняването на въпроса, какво би станало с такава звезда според общата теория на относителността, бил решен за първи път от младия американски учен Робърт Опенхаймер през 1939 г. Получените от него резултати сочели обаче, че вероятно няма да има следствия, които да могат да се наблюдават със съществуващите по това време телескопи. Тогава настъпила Втората световна война и самият Опенхаймер бил плътно зает с проекта за атомна бомба. След войната проблемът за гравитационния колапс бил в голяма степен забравен, тъй като повечето учени били заети с въпроса, какво ставана ниво атоми атомно ядро. През годините следа обаче интересът към едромащабните проблеми в астрономията и космологията се възродил благодарение на нарасналите по брой и обхват астрономически

наблюдения в резултатна прилагането на модерна техника. Тогава трудът на
Опенхаймер бил преоткрити разширен от мнозина.
Представата, която вече имаме от труда на Опенхаймер, е следната гравитационното поле на звездата отклонява пътя на светлинните лъчи в пространство-времето от този, който те биха имали, ако звездата не присъстваше. Светлинните конуси, които показват пътищата в пространството и времето чрез светлинни проблясъци, излъчени от техните върхове, са огънати леко навътре в близост до повърхността на звездата. Това може да се види в сгъването на светлината от далечни звезди, наблюдавано по времена слънчево затъмнение. Когато звездата се свива, гравитационното поле на повърхността й става по-силно и светлинните конуси повече се огъват навътре. Това затруднява излизането на светлината от звездата и за далечен наблюдател светлината изглежда по-слаба и почервена. Накрая, когато звездата се свие до определен критичен радиус, гравитационното поле при повърхността така нараства и светлинните конуси се огъват толкова навътре, че светлината вече не може да излезе (фиг. 6.1). Според теорията на относителността нищо не може да се движи по-бързо от светлината. А щом светлината не може да излезе, то и нищо друго не може всичко се връща обратно от гравитационното поле. Итака имаме множество от събития, една област в пространство-времето, от която не е възможно да се излезе, за да се стигне до далечен наблюдател. Тази област вече наричаме черна дупка. Нейната граница се нарича хоризонт на събитията и тя съвпада с пътищата на светлинните лъчи, които вече не могат да излязат от черната дупка.
За да разберем какво бихме видели, ако наблюдаваме звезден колапс да образува черна дупка, трябва да си припомним, че в теорията на относителността няма абсолютно време. Всеки наблюдател ще има собствено време. За някой, който е на звездата, времето ще се различава от това за някой на разстояние от нея поради гравитационното поле на звездата. Да предположим, че някой дързък астронавте на повърхността на колапсираща звезда, колапсира с нея и изпраща ежесекундни сигнали по своя часовник към космическия си кораб, обикалящ около звездата. В някой момент по неговия часовник, да кажем в 11,00, звездата ще се свие под критичния радиус, когато гравитационното поле става толкова силно, че нищо не може да излезе навън от него, и сигналите от астронавта вече няма да достигат до кораба. С наближаването на 11,00 неговите спътници, наблюдаващи от космическия кораб, ще установят, че интервалите между последователните сигнали от астронавта ще стават все по-дълги и по-дълги, но този ефект ще е твърде слаб преди 10,50,50. Те ще трябва да чакат само малко повече от секунда между сигнала от 10,59,58 на астронавта и сигнала, който той изпраща, когато неговият часовник показвано ще трябва вечно да чакат за сигнала
11,00. За хората на космическия кораб светлинните вълни, излъчени от повърхността на звездата между 10,59,59 и 11,00 по часовника на астронавта, ще се разпростират в един безкраен период от време. Времевият интервал между пристигането на последователните вълни до кораба ще става все по- голям и по-голям, така че светлината от звездата ще изглежда все почервена и все по-слаба. Накрая звездата ще стане толкова слабичка, че вече няма да

може да се вижда от космическия кораб всичко, което би останало, е само черна дупка в пространството. Звездата обаче ще продължи да упражнява същата гравитационна сила върху космическия кораб, който би продължил да обикаля около черната дупка.
Сценарият обаче не е съвсем реалистичен поради следната трудност. Колкото по-далеч сте от звездата, толкова по-слаба става гравитацията, така че гравитационната сила върху краката на дръзкия ни астронавт винаги ще бъде по-голяма от силата върху главата му. Тази разлика между силите ще разпъне нашия астронавт като макарон или ще го разкъса, преди звездата да

сее свила до критичния радиус, при който се образува хоризонтът на събитията Ние смятаме обаче, че съществуват много по-големи обекти във Вселената, като например централните области на галактиките, които също могат да претърпят гравитационен колапси да образуват черни дупки на някои от тях астронавтът няма да бъде разкъсан, преди да сее образувала черната дупка. Фактически той няма да почувства нищо особено, когато достигне критичния радиуси може да премине точката, от която няма връщане назад, без да забележи. Но само за няколко часа, докато областта продължава да колапсира, разликата между гравитационните сили върху главата и краката му ще стане толкова голяма, че пак ще го разкъса.
Съвместната ни работа с Роджър Пенроуз в периода между 1965 и 1970 г. показа, че според общата теория на относителността трябва да съществува сингулярност с безкрайна плътности безкрайна кривина на пространство- времето в черната дупка. Това е нещо като Големия взрив в началото навремето, нов случая ще бъде крайна времето за колапсиращото тяло и астронавта. В тази сингулярност научните закони и нашите възможности да предскажем бъдещето се провалят. Но всеки наблюдател извън черната дупка остава незасегнат от провалянето на предсказуемостта, тъй като нито светлината, нито какъвто ида било друг сигнал от сингулярността ще могат да стигнат до него. Този забележителен факт накара Роджър Пенроуз да предложи хипотезата за космическата цензура, която е нещо като парафразата Бог ненавижда гола сингулярност“. С други думи, сингулярностите в резултатна гравитационен колапс настъпват само в места като черните дупки, където са благоприличие скрити от външен поглед чрез хоризонта на събития. Точно казано, това е известно като хипотезата за слаба космическа цензура тя защитава наблюдателите, останали извън черната дупка, от последиците от провалянето на предсказуемостта, което настъпва в сингулярността, но съвсем не помагана бедния нещастен астронавт, който пада в дупката.
Съществуват решения на уравненията от общата теория на относителността, при които е възможно нашият астронавт да види гола сингулярност: може ида успее да избегне сингулярността и вместо в нея да попадне в „червоядина“ ида излезе в друга частна Вселената. Това би предложило чудесни възможности за пътешествия в пространството и времето, но за съжаление, изглежда, че всички тези решения са твърде неустойчиви и най-малкото смущение, например присъствието на астронавт, може да ги измени така, че за астронавта да стане невъзможно да види сингулярността до момента, в който се сблъска с нея и времето му свърши. С други думи, сингулярността винаги ще се намира в неговото бъдеще и никога в миналото му. Силната версия на хипотезата за космическа цензура гласи, че ведно реалистично решение сингулярностите винаги ще са или изцяло в бъдещето както сингулярностите от гравитационния колапс, или изцяло в миналото както Големият взрив. Приятно е да се надяваме, че някоя от версиите на хипотезата е в сила, защото близо до голите сингулярности може да е възможно пътуване в миналото. Макар да е чудесно за писателите на научна фантастика, това би означавало ничий живот никога да не е в безопасност

някой може да отиде в миналото ида убие баща ви или майка ви още преди да сте заченат!
Хоризонтът на събития, границата на пространство-времевата област, от която не може да се избяга, действа като еднопосочна мембрана около черната дупка обекти като непредпазливи астронавти могат да паднат през хоризонта на събития в черната дупка, но нищо не може никога да се измъкне от черната дупка през хоризонта на събитията. (Не забравяйте, че хоризонтът на събития е пътят на светлината в пространство-времето, която светлина се опитва да избяга от черната дупка, а нищо не може да се движи по-бързо от светлината) За хоризонта на събития спокойно можем да цитираме казаното от Данте за входа на ада О, вий, кои пристъпяте тоз праг, надежда всяка оставете. Всичко или всеки, който падне през хоризонта на събития, скоро ще стигне областта с безкрайна плътности края на времето.
Общата теория на относителността предсказва, че движещи се тежки обекти ще предизвикат излъчването на гравитационни вълни, набръчквания в кривината на пространството, които се движат със скоростта на светлината. Теса подобни на светлинните вълни, които са набръчквания на електромагнитното поле, но за разлика от тях много по-трудно се регистрират. Подобно на светлината те отнасят енергия от обектите, които ги излъчват. Поради това може да се очаква, че една система от масивни обекти накрая достига стационарно състояние, тъй като при всяко движение енергията ще се отнася с излъчването на гравитационни вълни. (Както при хвърляне на корк във вода отначало той подскача нагоре-надолу, но тъй като вълните отнемат от енергията му, накрая достига стационарно състояние) Например движението на Земята по орбитата й около Слънцето създава гравитационни вълни. Ефектът от загубата на енергия се изразява в промяна наземната орбита така, че тя постепенно се приближава към Слънцето, докато накрая се сблъсква с него и достига до стационарно състояние. Скоростта на загуба на енергия в случая със Земята и Слънцето е твърде ниска почти толкова, колкото е необходимата за малък електронагревател. Това означава, че Земята ще трябва да пътува до Слънцето за приблизително 10 27
години, така че засега няма защо да се тревожим Промяната в орбитата на Земята е твърде бавна, за да се наблюдавано същият ефект е наблюдаван през последните години в системата, наречена Р. 1913 + 16 (където Р означава пулсар специфична неутронна звезда, която регулярно излъчва радиовълнови импулси. Тази система съдържа две неутронни звезди, обикалящи една около друга, а енергията, която губят поради излъчване на гравитационни вълни, предизвиква движение поспирала една към друга.
При гравитационния колапс на звезда, когато се образува черна дупка, движенията ще са много по-бързи, така че скоростта, с която енергията се отнася, ще е много по-висока. Ето защо не след дълго тя ще достигне до стационарно състояние. Как ще изглежда този краен стадий Може да се предположи, че той ще зависи от всички комплексни характеристики на звездата, от които е образувана — не само от нейната маса и скоростна въртене, но и от различните плътности на отделните области от звездата и от сложното движение на газовете във вътрешността й. А ако черните дупки са

толкова разнообразни колкото обектите, при чийто колапс се образуват, може би ще се окаже много трудно да направим изобщо някакви предсказания зачерните дупки.
През 1967 г. обаче канадският учен Вернер Израел, роден в Берлин, израснал в Южна Африка и получил докторска степен в Ирландия, направи революция в изследването начерните дупки. Израел показа, че според общата теория на относителността невъртящите се черни дупки трябва да са твърде простите са идеално сферични, размерът им зависи само от тяхната маса и всеки две такива черни дупки с еднаква маса са идентични. Фактическите могат да се опишат с едно частно решение на Айнщайновите уравнения, известно още от 1917 ги намерено от Карл Шварцшилд малко след откриването на общата теория на относителността. Първоначално мнозина, включително самият Израел, твърдяха, че след като черните дупки трябва да са идеално сферични, една черна дупка би могла да се образува само при колапса на идеално сферичен обект. Всяка реална звезда — която никога не би била идеално сферична — би трябвало само да колапсира, за да се образува гола сингулярност.
Има обаче и друга интерпретация на резултата на Израел, отстоявана в частност от Роджър Пенроуз и Джон Уилър. Те твърдят, че бързите движения призвездния колапс означават, че гравитационните вълни, отделяни от звездата, я правят по-сферична и когато достигне до стационарно състояние, тя трябва да е идеална сфера. Според това гледище всяка невъртяща се звезда, независимо колко сложни са формата и вътрешният й строеж, след гравитационен колапс ще завърши с идеално сферична черна дупка, чийто размер ще зависи само от нейната маса. По-нататъшните изчисления подкрепиха това гледище и скоро то бе общоприето.
Резултатът на Израел се отнася до черни дупки, образувани само от невъртящи сетела. През 1963 г. новозеландецът Рой Кер намери множество решения на уравненията от общата теория на относителността, описващи въртящи се черни дупки. Черните дупки на Кер“ се въртят с постоянна скорост, като размерът и формата им зависят само от тяхната маса и скоростна въртене. Ако въртенето е нулево, черната дупка е съвършено кръгла и решението е същото като решението на Шварцшилд. Когато въртенето е ненулево, черната дупка се издува около екватора си (също както Земята и Слънцето се издуват поради въртенето си) и колкото по-бързо се върти, токова повече се издува.
И така, за да се разпростре решението на Израел и завъртящи сетела, прие сече всяко въртящо се тяло, което колапсира до образуване на черна дупка, накрая достига стационарно състояние, описано от решението на Кер.
През 1970 г. един колега и мой аспирант от Кеймбридж — Брандън Картър
— пое първата стъпка към доказване на това предположение. Той показа, че когато една стационарна въртяща се черна дупка има осна симетрия подобно навъртящ се пумпал, размерът и формата й ще зависят единствено от нейната маса и скоростна въртене. След това през 1971 газ доказах, че всяка стационарна въртяща се черна дупка всъщност има такава осна симетрия. Накрая през 1973 г. Дейвид Робинсън от Кингс Колидж в Лондон използва

получените от Картър имен резултати, за да покаже, че догадката е правилна такава черна дупка наистина трябва да е решението на Кер. Итака след гравитационен колапс една черна дупка трябва да достигне до състояние, в което да може да се върти, но не ида пулсира. Нещо повече, размерът и формата й ще зависят само от нейната маса и скоростна въртене, но не и от естеството на тялото, чийто колапс е довел до образуването й. Този резултат стана известен с максимата черната дупка няма коса. Теоремата, че черните дупки нямат коса, е с голямо практическо значение, защото тя силно ограничава възможните видове черни дупки. Това ни позволява да направим подробни модели на обекти, които могат да съдържат черни дупки, ида сравним предсказанията на моделите с наблюденията. Това означава, че при образуването на черна дупка се губи голямо количество информация за тялото, което колапсира, защото впоследствие единственото, което можем да определим затова тяло, са неговата маса и скоростна въртене. Какво значение има това, Ще видим в следващата глава.
Черните дупки са един от твърде малкия брой случаи в историята на науката, когато една теория бива развита в големи подробности като математически модел, преди да има наблюдателни доказателства, че е правилна. Фактически това се оказа главният аргумент на опонентите начерните дупки как може да се вярва в обекти, за които единственото доказателство са изчисления на базата на съмнителната обща теория на относителността?
През 1963 г. обаче Мартен Шмит, астроном от Паломарската обсерватория в Калифорния, измери червеното отместване на един слаб звездоподобен обект в посоката на източника на радиовълни, наречен ЗС273 те. източник № 273 в Третия кеймбриджски каталог на радиоизточниците). Той установи, че отместването е прекалено голямо, за да се дължина гравитационно поле ако беше гравитационно червено отместване, обектът трябваше да е толкова масивен и толкова близо до нас, че би изменил планетните орбити в Слънчевата система. Това предполагаше, че червеното отместване се дължина разширението на Вселената, което от своя страна означава, че обектът е на твърде голямо разстояние от нас. А за да е видим при такова огромно разстояние, обектът би трябвало да е твърде ярък, трябва, с други думи, да излъчва страхотно количество енергия. Единственият механизъм, който можехме да си представим, че ще даде такова огромно количество енергия, сякаш беше гравитационният колапс не просто на звезда, а на цяла централна областна галактика. Бяха открити и други подобни
„квазизвездни обекти, или квазари, всички с голямо червено отместване. Но всичките са много отдалечени и поради това твърде трудно могат да се наблюдават, за да се представят убедителни доказателства зачерни дупки.
Допълнителна подкрепа за съществуването начерни дупки се появи през
1967 г. с откритието на аспирантката от Кеймбридж Джослин Бел на небесни обекти, които излъчват регулярни радиовълнови импулси. Първоначално Бели нейният ръководител Антъни Хюиш мислели, чеса установили контакт с чужда цивилизация от Галактиката Фактически на семинара, когато обявиха своето откритие, си спомням, че нарекоха първите четири източника, които бяха

открили, LGM1—4, където LGM значи малки зелени човечета. Накрая обаче и те, и всички останали стихнахме до не така романтичния извод, че тези обекти, наречени пулсари, са всъщност въртящи се неутронни звезди, които излъчват радиовълнови импулси в резултатна сложно взаимодействие между техните магнитни полета и заобикалящата ги материя. Това разочарова авторите на космически уестърни, но много обнадежди малцината като нас, които вярваха в черните дупки по това времето бе първото потвърждение, че неутронни звезди съществуват. Една неутронна звезда е с радиус около 10 мили — само няколко пъти над критичния радиус, при който звездата започва да става черна дупка. След като една звезда може да колапсира до такива малки размери, небе неразумно да очакваме, че други звезди биха колапсирали до още по-малки размери и биха се превърнали в черни дупки.
Към фигурата По-ярката от двете звезди почти в центъра на

Изтегляне 0.73 Mb.

Сподели с приятели: