Стивен Хокинг. О дружбе и физике

Вначале у меня вызывало удивление такое отношение Стивена к его вкладу в науку. Но когда я вспомнил о причинах, по которым он вообще занялся физикой, то понял смысл его суждений. Понять, что стояло у истоков Вселенной, для Стивена было равносильно поискам Священного Грааля. Он хотел знать, откуда мы все произошли. Он считал, что «Вселенная без границ» – то объяснение, которое ему удалось найти.

⁂

Идея «Вселенной без границ» естественным образом выросла на основе более ранних изысканий Стивена. Эта идея стала кульминацией его двадцатилетней работы. Первые две исследовательские программы Стивена, касающиеся происхождения Вселенной и законов черных дыр, были основаны целиком на общей теории относительности. Принципы квантовой теории при этом в расчет не принимались. После того как Стивен познакомился с результатами исследований в квантовой механике, он применил полученные знания к черным дырам, переработал свои более ранние идеи и открыл «излучение Хокинга». Теперь, вооруженный квантовой теорией, он вновь подошел к проблеме происхождения Вселенной. Так родилась его «Вселенная без границ» – теория, предложенная им совместно с Джеймсом Хартлом, другом Стивена. Он работал в Калифорнийском университете в Санта-Барбаре – в двух часах езды к северу от Калтеха.

В основе замысла «Вселенной без границ» лежит на первый взгляд странная идея. Я уже рассказывал о том, что квантовая теория занимается крошечными объектами. Обычно она используется для изучения очень малых физических систем, таких как атом или молекула, элементарная частица или компактное скопление подобных объектов. Если эту теорию кто-то захочет применить к целой Вселенной, естественно, он будет думать, что границы ее приложимости будут исчерпываться ранней Вселенной, когда весь космос умещался внутри атома. Но у Стивена были более честолюбивые замыслы – он захотел рассмотреть Вселенную как замкнутую квантовую систему на протяжении всей ее истории, от микроскопических размеров в самом начале до современного вида в ее огромной протяженности. Для этого Стивен решил воспользоваться тем же методом, который впервые применил Фейнман в своих исследованиях по квантовой механике и который принес ему Нобелевскую премию в 1965 году.

По первоначальному замыслу, квантовые теории призваны описывать состояние физической системы с помощью некоего математического построения – волновой функции. Волновая функция включает всю информацию, известную о системе. Эта информация позволяет нам вычислять различные вероятности – например, вероятность того, что, проведя соответствующие измерения, мы обнаружим частицу в определенном месте в пространстве, с тем или иным импульсом или энергией. В лучшем случае, мы будем иметь дело с вероятностью; квантовая теория не гарантирует, в отличие от ньютоновских законов, что мы получим точный результат в результате измерений.

Но и это еще не все. Волновая функция – это не просто справочное руководство, описывающее систему в какой-то данный момент времени. Физические системы изменяются со временем, и волновая функция меняется соответственно: зная волновую функцию в данный момент времени, с помощью математического аппарата квантовой теории можно вычислить волновую функцию в любой другой момент. Это очень важный аспект квантовых теорий, потому что физиков обычно интересует такая проблема: пусть у нас есть система, находящаяся в «начальном состоянии»; какова вероятность того, что она окажется в том или ином «конечном состоянии» через некоторое время?

Схема, которую я описал, с большим успехом применялась для объяснения свойств атомов и состоящих из них химических элементов. Потом появились другие квантовые теории, квантовые теории поля, которые описывали взаимодействия между элементарными частицами. Например, поведение электрона, позитрона и фотона можно описать в теории поля, называемой квантовой электродинамикой. Однако оказалось, что процесс вычислений в квантовой электродинамике чрезвычайно сложен. И тут, нежданно-негаданно, в конце 1940-х годов Ричард Фейнман сформулировал новый подход к квантовой теории. Он совершенно отличался от прежнего метода, используемого в квантовой механике.

Фейнмана не волновали волновые функции. Чтобы определить, с какой вероятностью система^[14] окажется в том или ином конечном состоянии, Фейнман предложил рассматривать все возможные траектории или истории, по которым она может эволюционировать из начального в конечное состояние. Затем нужно сложить все вклады от каждой траектории (истории) по специальным правилам. Этот метод иногда называется фейнмановским суммированием по траекториям.