Две школы ученых спорили по поводу того, что означает такое расширение. Первая, возглавляемая Георгием Гамовым и базирующаяся на идеях Александра Фридмана, Жоржа Леметра и других, отстаивала тезис, что вселенная должна иметь горячее начало, когда вся материя и энергия были сосредоточены в крохотном объеме. Гамов приводил для этого два доказательства, о первом мы уже знаем, это расширение космоса, второе – создание более сложных элементов из простых, гелия – из водорода. Объем гелия, который мы наблюдаем сейчас, мог быть создан только в исключительно горячих условиях юной компактной вселенной, звезды просто не в состоянии сгенерировать такое его количество.
Гамов работал с Ральфом Алфером и опубликовал свою гипотезу в 1948 году. Играя с греческим алфавитом, с первыми тремя буквами, альфа, бета и гамма, он поместил Бете между собой и Алфером, пусть даже Бете непосредственно не участвовал в работе. После этого с Алфером, Бете и Гамовым в заголовке теория стала называться «альфа-бета-гамма теорией».
Три астронома, Фред Хойл, Герман Бонди и Томас Голд, составляли оппозиционный лагерь. Хойл именовал модель Гамова «Большим взрывом» и насмехался, что вся материя и энергия в ней появились в один миг из чистого ничего. Его собственная гипотеза называлась «стационарной моделью», и в ней постулировалось постепенное возникновение новой материи в крошечных количествах на протяжении долгих эонов. Вселенная расширяется, и девственная материя медленно сгущается в зарождающиеся галактики, которые постепенно заполняют пространство между старыми.
Следовательно, космос выглядит примерно одинаковым всегда.
И Большой взрыв, и стационарная модель подчиняются космологическому принципу, который определяет, что пространство и распространенная в нем материя однородны по всем направлениям. Иными словами, никакая часть вселенной в принципе не отличается от любой другой.
В результате они описываются в общей теории относительности простыми решениями уравнений Эйнштейна, которые одновременно изотропны (идентичны по всем направлениям) и гомогенны (сходны везде).
Однако лишь некоторые решения отвечают таким требованиям.
Как подчеркивали Бонди и Голд, стационарная модель соответствует тому, что они называли «совершенным космологическим принципом». Более строгий, он требовал, чтобы вселенная как целое выглядела примерно одинаково во времени, как и в пространстве. Поскольку новые галактики возникают везде, где существуют провалы между старыми, мироздание постоянно получает «уколы» космического коллагена и стареет так же мало, как Дориан Грей.
Подобно простому космологическому принципу, совершенный космологический принцип ограничивает число возможных решений уравнений Эйнштейна.
Поскольку хватало небольшой ее части для понимания известных космологических решений, и имелось лишь несколько приложений в других областях, общая теория относительности не имела шансов привлечь физиков в начале пятидесятых. Многие смотрели на нее как на «песочницу для математиков»81.
Тем не менее свежий взгляд, представленный в статье Оппенгеймера от 1939 года, и собственные мысли по поводу фундаментальных ингредиентов природы воодушевили Уилера на то, чтобы пойти против тенденции, оживить старую тему.
Края общей теории относительности
В начале 1952 года, когда проект «Маттерхорн» был в полном разгаре, мысли Уилера редко обращались к фундаментальным основам вселенной. Обозревая совместную с Нильсом Бором работу в ядерной отрасли, он наверняка возвращался к 1 сентября 1939 года, когда вышла их известная статья в Physical Review.
В том же самом выпуске была и другая статья, написанная Оппенгеймером и его студентом Хартландом Снайдером, озаглавленная «О безграничном гравитационном сжатии» и посвященная возможному сценарию последних стадий жизни массивных звезд.
Это выглядело странно, но Оппенгеймер и Снайдер предсказали, что при определенных обстоятельствах тяжелая звезда, исчерпавшая запасы ядерного топлива и лишившаяся способности выбросить большую часть своего вещества, неограниченно сжимается.
В пределах некоторого периода такие звездные гиганты превращались в бесконечно плотные объекты, именуемые сингулярностями. Их гравитационное притяжение становилось таким сильным, что даже свет, не говоря уже о других видах излучения, не мог покинуть маленькую сферическую область вокруг их центральной точки. Следовательно, никто не имел шансов заглянуть внутрь и зафиксировать, что там происходит.
Много позже Уилер назвал такие объекты «черными дырами».
Но тогда, в 1939-м, он всецело не поверил выводам Оппенгеймера и Снайдера. Джон подумал, что некий механизм, возможно, квантовый процесс или какая-то разновидность сглаживания задержит сжатие до того, как оно дойдет до сингулярности.
Сингулярности выглядели ложкой дегтя и в других теориях тоже, они плохо сочетались, например, и с понятием собственной энергии электрона. Возможно, решение вопроса с гравитацией позволит открыть нечто фундаментальное по поводу того, как природа избегает сингулярностей. Чтобы найти разумную альтернативу, было необходимо изучить общую теорию относительности так тщательно, как только возможно.
Лучший способ углубиться в некую область знания – преподавать ее, и Уилер это прекрасно знал. Он имел привычку собирать подробные записи лекций для каждого курса, которые могли послужить отличной отправной точкой, чтобы погрузиться в любую тему. Часто на полях этих записей и между строк были разбросаны различные замечания. Уилер использовал их, чтобы задавать вопросы студентам, или брался за решение сам. Ты учишься, чтобы стать преподавателем, и это вынуждает тебя учиться дальше, двигаться вверх по удивительной спирали знаний.
Он сделал запрос на свой факультет в Принстоне по поводу того, чтобы ему позволили читать первый полный годовой курс по общей и специальной теории относительности. 6 мая он получил разрешение на чтение курса в следующем академическом году.
Уилер отпраздновал это дело, написав «Относительность I» на обложке нового блокнота, проставил внутри дату и время и начал готовить план распределения материала по лекциям. Он также отметил, что надеется написать книгу по теме когда-нибудь в будущем, и данное себе обещание он через много лет исполнил, создав учебник «Гравитация» (в соавторстве с Чарльзом Мизнером и Кипом Торном).
Супержидкости и не совсем супербрак
Тем временем Фейнман готовился к важному событию другого плана: второму браку.
Вскоре после того как закончился его творческий отпуск в Бразилии, он встретил в Корнелле молодую женщину по имени Мэри Луиза Белл. Она приехала в университет из сельской глубинки Среднего Запада и привезла с собой энциклопедические знания об изобразительном искусстве.
Фактически интерес к картинам и художникам был единственным, что объединяло Ричарда и Мэри (его страсть к этой теме возникла еще когда он начал встречаться с Айрлин). Но Фейнман после визита в Бразилию сильно скучал по нормальным отношениям, ему больше не хотелось флирта со стюардессами, и ему казалось, что у них может что-то получиться.
Необдуманно и поспешно он сделал предложение по почте, Мэри Луиза приняла его и согласилась переехать в Южную Калифорнию. Они поженились в июне 1952-го и заняли дом в Альтадене, недалеко от Пасадены, где располагался Калтех. Медовый месяц прошел в Мексике, и там Ричард узнал много о культуре и искусстве майя, в том числе и об их циклической концепции времени.
Другие перемены не заставили себя ждать.
Оказавшись вдали от Ханса Бете и исследовательской группы Корнелла, Фейнман получил возможность заново оценить направление своей научной работы. И пусть он почувствовал некую завершенность, глядя на собственный труд в квантовой электродинамике, сомнения насчет методов, использованных в перенормировке, никуда не исчезли. Каким-то образом, понял он, этот процесс нуждается в капитальном пересмотре для того, чтобы ликвидировать некоторые его произвольные положения.
И в то же время можно было заняться чем-то совершенно новым.
В своей книге «QED»[13], опубликованной через несколько десятилетий, Фейнман напишет: «Игра в угадайку, которой мы занимаемся… технически именуется “перенормировкой”. Но не имеет значения, каким умным выглядит слово, поскольку оно обозначает то, что я называю дурацким процессом. Обращение к подобному фокусу мешает нам доказать, что квантовая электродинамика математически последовательна… Я подозреваю, что перенормировка математически не легитимна»82.
В первые годы в Калтехе Фейнман изучал супержидкости, вещества вроде жидкого гелия, которые никогда не становятся твердыми, вне зависимости от падения температуры. Он базировал свою работу на достижениях советского физика Льва Ландау и рассматривал вопрос, почему квантовая механика не дает таким системам возможности понижать свою энергию и переходить в твердую фазу.
Работа Ричарда показала критическое отношение к только зарождающей области.
Фейнман также изучал сверхпроводимость, другой феномен, возникающий при очень низких температурах, когда материалы теряют электрическое сопротивление полностью. Он предполагал, что некий квантовый механизм должен обеспечивать возможность постоянного, беспрепятственного течения токов в таких материалах.
Джон Бардин, Леон Купер и Джон Шриффер вскоре обнаружили этот механизм, и работа эта принесла им Нобелевскую премию. Это неприятно поразило Фейнмана, и он не стал продолжать собственные исследования, несмотря на то что они обещали значимый вклад в теорию сверхтекучести.
Тем не менее он принял приглашение Уилера и в сентябре 1953 года сделал доклад о свойствах жидкого гелия в Японии. Ему понравилось учить японские фразы, а поскольку он интересовался местными ритуалами, то остановился в традиционном отеле и решил отправиться в общественную баню. Там он по ошибке зашел не в то помещение и случайно наткнулся на отмокавшего в ванне физика Хидеки Юкаву.