Вселенная Стивена Хокинга - [22]
Явление интерференции между частицами играет ключевую роль в нашем понимании строения атомов – основных структурных элементов, лежащих в основе химии и биологии, и тех самых «кирпичиков», из которых состоим мы и всё вокруг нас. В начале ХХ века считалось, что атомы похожи на Солнечную систему, – в них электроны (отрицательно заряженные частицы) обращаются вокруг положительно заряженного ядра в центре. Считалось, что взаимное притяжение положительных и отрицательных электрических зарядов удерживает электроны на их орбитах, подобно тому как гравитационное притяжение между Солнцем и планетами удерживает планеты на их орбитах. Проблема состояла в том, что согласно доквантовым законам механики и законам электрического взаимодействия электроны должны были потерять свою энергию и, двигаясь по спирали, упасть на ядро. Это означало, что атомы, да и все вещество, должны были быстро сколлапсировать до сверхплотного состояния. В 1913 году датский ученый Нильс Бор предложил частичное решение этой проблемы. Он предположил, что орбиты электронов не могут находиться на произвольном расстоянии от центрального ядра, а только на вполне определенном. Если же допустить, что на каждом из этих расстояний могут находиться орбиты не более двух электронов, то это решает проблему «схлопывания» атома: заполнив орбиты с наименьшими энергиями и расстояниями от ядра, электроны просто не могут подойти к ядру ближе.
Эта модель неплохо объясняла строение простейшего атома – атома водорода, в котором вокруг ядра обращается один-единственный электрон. Но было непонятно, как эту модель распространить на более сложные атомы. К тому же идея об ограниченном наборе допустимых орбит казалась очень уж произвольной. Новая теория квантовой механики справилась с этой трудностью. Эта теория показала, что обращающийся вокруг ядра электрон можно рассматривать как волну, длина которой зависит от его скорости. Длины некоторых орбит равны целому (а не дробному) числу длин волн электрона. У этих орбит после каждого оборота гребни оказываются на том же месте, и такие волны усиливаются. Эти орбиты соответствуют разрешенным орбитам Бора. А вот у орбит, длина которых не равна целому числу длин волн, каждый горб на каком-то обороте электрона окажется погашенным впадиной. Такие орбиты не являются допустимыми.
Американский физик Ричард Фейнман предложил наглядный способ представить корпускулярно-волновой дуализм путем так называемого суммирования по траекториям. Этот подход предполагает, что у частицы не одна-единственная траектория в пространстве-времени, как в случае классической, неквантовой теории. Вместо этого считается, что частица движется из точки А в точку В всеми возможными путями. Каждому пути из А в В Фейнман поставил в соответствие пару чисел – амплитуду, то есть размах волны, и фазу – положение волны в цикле (гребень или впадина). Вероятность для частицы попасть из А в В рассчитывается суммированием волн, соответствующих всем траекториям, ведущим из А в В. В общем случае фазы – то есть положения гребней и впадин волн – близких соседних траекторий сильно различаются. Это значит, что связанные с этими траекториями волны гасят друг друга. Но у некоторых наборов соседних траекторий различия фаз оказываются малыми, и соответствующие этим траекториям волны не гасят друг друга. Такие траектории соответствуют боровским допустимым орбитам.
На основе этих представлений, облеченных в конкретную математическую форму, оказалось довольно нетрудно рассчитать допустимые орбиты для более сложных атомов и даже молекул, состоящих из нескольких атомов, связанных электронами, которые обращаются сразу вокруг нескольких ядер. Поскольку строение молекул и их реакции лежат в основе всей химии и биологии, квантовая механика в принципе позволяет предсказать все происходящее вокруг нас в пределах, установленных принципом неопределенности. (Но на практике расчеты для систем с несколькими электронами оказываются настолько сложными, что не могут быть выполнены [аналитически].)
Общая теория относительности Эйнштейна определяет поведение Вселенной на больших масштабах. Это то, что можно назвать классической теорией, – она не учитывает квантовомеханический принцип неопределенности и поэтому не может быть согласована с другими теориями. Причина же согласия общей теории относительности с наблюдениями состоит в том, что все гравитационные поля, с которыми нам обычно приходится иметь дело, очень слабые. Однако согласно рассмотренным выше теоремам о сингулярностях как минимум в двух ситуациях – в черных дырах и во время Большого взрыва – гравитационное поле должно быть очень сильным. А в условиях таких сильных полей квантовые эффекты должны становиться существенными. Таким образом, в некотором смысле, предсказав существование точек с бесконечной плотностью, классическая общая теория относительности наметила собственный конец, совсем как классическая (то есть неквантовая) механика наметила свой конец через предсказанный ею вывод о неизбежности коллапса атомов до состояния с бесконечной плотностью. У нас пока еще нет полной и непротиворечивой теории, которая бы объединяла общую теорию относительности и квантовую механику, но мы уже знаем некоторые из свойств, которыми такая теория должна обладать. Мы рассмотрим следствия этих свойств для черных дыр и Большого взрыва в последующих главах. А пока вернемся к недавним попыткам объединить наши знания о других силах природы в единую квантовую теорию.
