Эйнштейн. Его жизнь и его Вселенная

Это противоречило тому, что тогда наблюдало большинство астрономов. Насколько они знали и могли в то время видеть, Вселенная состояла только из нашей галактики Млечный Путь, и та казалась достаточно стабильной и статичной. Звезды только слегка смещались, а если бы Вселенная расширялась, они бы быстро угасали. Другие галактики, такие как Андромеда, воспринимались просто как необъяснимые размытые пятна на небе. (Американцы, работавшие в обсерватории Лоуэлла в Аризоне, заметили, что спектры некоторых таинственных спиральных туманностей были сдвинуты в красную область спектра, но ученые еще не поняли, что это были далекие галактики, удаляющиеся с ускорением от нашей.)

Если устоявшиеся стереотипы в физике вступали в противоречие с его элегантными теориями, Эйнштейн был склонен пересматривать стереотипы, а не свою теорию, и часто его упрямство бывало вознаграждено. В данном случае его уравнения гравитационного поля как будто говорили – а в действительности кричали, – что традиционное представление о стабильной Вселенной неправильно, и его нужно отбросить так же, как концепцию Ньютона об абсолютном времени¹³.

Но на этот раз он сделал то, что он назвал “небольшой модификацией” своей теории. Чтобы удержать материю во Вселенной от коллапса, Эйнштейн добавил в уравнения общей теории относительности силу “отталкивания” – небольшой дополнительный член, уравновешивающий гравитационный член в общей системе.

В своих пересмотренных уравнениях Эйнштейн ввел этот дополнительный член, равный космологической постоянной, обозначаемой греческой буквой X, умноженной на метрический тензор gmn таким образом, чтобы они описывали стабильную, статическую Вселенную. В своей статье 1917 года он почти извинялся: “Мы признаем, что вводим в уравнения поля дополнительный член, не основанный на наших реальных знаниях о гравитации”.

Он назвал этот новый член “космологическим членом” или “космологической константой” (в качестве его определения он использовал немецкие слова kosmologische Glied). Позже[60], когда было обнаружено, что Вселенная на самом деле расширяется, этот член как будто стал лишним, и Эйнштейн назвал его введение своей “самой большой ошибкой”. Но и сегодня, когда стало ясно, что Вселенная расширяется ускоренно, введение этого космологического члена снова стали считать полезным, пожалуй, даже необходимым¹⁴.

В течение пяти месяцев 1905 года Эйнштейн перевернул физику, введя в нее понятие квантов света, специальную теорию относительности и статистические методы, доказывающих существование атомов. Теперь, в 1917 году, как раз заканчивался более длительный период его интенсивной творческой работы – с осени 1915 до весны 1917 года, – который Деннис Овербай назвал “возможно, самой грандиозной работой в истории физики, выполненной одним блестящим человеком”. Кажется, что его первый взрыв творческой активности в бытность патентным клерком потребовал на удивление небольших усилий. Но этот более поздний рывок был трудным и изматывающим, он потребовал от него напряжения всех сил, и к окончанию этой титанической работы он был истощен и страдал от желудочных болей¹⁵.

За это время он обобщил теорию относительности, вывел уравнения поля для гравитации, нашел физическое объяснение квантам света, высказал предположение о том, что кванты скорее связаны с вероятностью, чем с детерминированностью[61], и выдвинул концепцию структуры Вселенной как целого. В обращении и с самыми маленькими мыслимыми вещами – квантами, и с самыми большими – самим космосом Эйнштейн доказал, что он великий мастер.

Затмение, 1919 год

В это время появилась возможность впечатляющей экспериментальной проверки общей теории относительности, которая могла бы позволить измученным войной людям отвлечься и помочь им исцелиться. Она была основана на простой концепции, которую каждый мог понять: гравитация должна искривить траекторию света. В частности, Эйнштейн предсказал, на какую величину отклоняется свет от далекой звезды при его прохождении через сильное гравитационное поле, окружающее Солнце.

Чтобы проверить это предположение, астрономы должны были бы начертить траекторию звезды в обычных условиях. Потом они должны были бы подождать, пока расположение звезды относительно Солнца будет таким, что свет от этой звезды пройдет в непосредственной близости от него, и посмотреть, изменится ли положение звезды.

Было одно важное препятствие. Такое наблюдение возможно только при полном затмении, когда звезды можно увидеть и сфотографировать. К счастью, природа случайно выбрала для размеров Солнца и Луны такие удобные для нас пропорции, что каждые несколько лет случаются полные затмения, причем в те моменты времени и в тех местах, которые идеально подходят для таких наблюдений.