Квантовый лабиринт. Как Ричард Фейнман и Джон Уилер изменили время и реальность

Эйнштейн не мог спорить с тем, что математически решение Гёделя адекватно, но вот физической значимости он в нем не обнаружил. Существует большое количество решений для этих уравнений, почему нужно сосредоточиваться на таком странном? Научное сообщество практически забыло вращательную модель.

К концу шестидесятых Гёдель страдал от параноидального бреда, подорвавшего его здоровье. Он был убежден, что кто-то пытается отравить его, поэтому ел мало, редко и сильно потерял в весе. Истощение было так велико, что математику приходилось носить пальто просто для того, чтобы согреться даже в теплые весенние дни. В то же самое время он пытался собрать достаточно сведений о дисбалансе во вращательном движении галактик, которые помогут определить общий спин вселенной в целом и подтвердить возможность путешествий назад во времени.

Идея победить время всецело завладела им.

Уилер интересовался работой Гёделя, и в 1970-м, когда он, Мизнер и Кип Торн готовили учебник «Гравитация», то обращались к его идеям. К тому времени и Мизнер, и Торн получили преподавательские места – один в университете Мэриленда, другой – в Калтехе, и им требовалось собираться специально, чтобы работать над книгой. И когда однажды они посетили Принстон, чтобы встретиться с Уилером, институт перспективных исследований великодушно выделил им помещение в том же здании, где работал Гёдель. Из любопытства соавторы постучались к нему в дверь. Рассказали о своем учебнике, и Гёдель спросил, что в нем говорится о вращающихся вселенных, а когда услышал, что вообще ничего, то оказался сильно разочарован.

Хотя позже Уилер получил некоторые данные, способные подтвердить дисбаланс во вращении галактик, и передал их Гёделю, сам он не был сторонником столь экзотической модели. Его областью интересов оставалась стандартная космология и черты вселенной, проявляемые в экстремальных гравитационных ситуациях, например – искажение пространства-времени в окрестностях черных дыр.

У черных дыр нет волос

Конечные стадии Большого схлопывания имеют некоторое сходство с ультракомпактными условиями в черных дырах. И там, и там есть сжатие в сингулярность. Но можно спросить – если время идет в обратную сторону при Большом схлопывании, что происходит с ним в черной дыре?

Если рассматривать окрестности черной дыры, используя координаты Крускала, нет оснований предполагать, что время изменит направление для того, кто приблизится к объекту. Фактически расчеты показывают, что для космонавта, прошедшего через горизонт событий (отмечающий точку невозврата из черной дыры), часы на его корабле продолжат идти вперед. Только с внешнего наблюдательного пункта злополучный исследователь будет виден как замороженный во времени.

Печально, но в случае черных дыр шварцшильдовского типа наш путешественник будет притягиваться все ближе к центральной сингулярности черной дыры. Гравитационные приливные силы растянут его в направлении его движения и сожмут во всех остальных направлениях – процесс этот именуют «спагеттификацией». Миг, и его разорвет на куски. У черной дыры Керра или Керра – Ньюмана центральная сингулярность представляет собой кольцо, и знакомства с ней в принципе можно избежать. Но если мы находимся за пределами горизонта событий, то даже самый мощный телескоп не поможет нам увидеть это безобразие. Как предположил в 1970 году Уилер, работавший со своим студентом Ремо Руффини, мы сможем определить только общую массу черной дыры, ее заряд и спин (а именно, угловой момент).

Чтобы донести до остальных то, что черные дыры не обладают какими-либо свойствами за исключением вышеперечисленных, Уилер придумал выражение «У черных дыр нет волос», которое стало известно как «теорема о лысой черной дыре». Он указал, что они подобны новобранцам с обритыми головами, которые выглядят одинаково сверху.

Само собой, Фейнман не упустил случая поддеть бывшего наставника, обвинив того в похабщине. «Как можно говорить о таких непристойных вещах! – заявил Ричард. – Немедленно позовите ректора!»

Во вселенной, которая заканчивается Большим замораживанием, звезды с массой примерно равной солнечной в конечном итоге раздуваются, превращаясь в красные гиганты. Их внешние оболочки испаряются в космос, оставляя только белых карликов. Массивные же звезды становятся супергигантами и взрываются сверхновыми, от которых остаются только сжимающиеся, компактные ядра. В зависимости от массы они становятся либо нейтронными звездами (состоят из ультраплотного ядерного материала), либо черными дырами. Энтропия будет либо находиться на одном уровне, либо расти, до тех пор, пока не наступит состояние тепловой смерти.

Изучая черные дыры, Уилер хотел понять, возможны ли отклонения от схемы. Если черная дыра поглощает объект, проглатывает ли она энтропию объекта тоже? Способна ли таким образом черная дыра обходить второй закон термодинамики, снижая общую энтропию космоса? И вскоре новый способ описания энтропии черных дыр позволил ответить на эти вопросы.

Глава восьмая Разумы, машины и космос