Новый физический объект — Вселенная

Слово «вселенная» настолько обычно в русском языке, что его не выкинешь из народной песни:

До 1917 года слово «вселенная» было не столько существительным, сколько собирательным и означало «весь видимый мир» — все, что кто-то как-то мог бы увидеть.

В начале 1917 года, однако, это неопределенное слово стало новым физическим понятием, обозначив один вполне определенный — самый большой — физический объект. Новое слово физики появилось в десятистраничной статье Эйнштейна, где родилась и новая наука — космология. Ранее космологию относили к метафизике, точнее было бы сказать, к недофизике, где нет ничего количественного, а лишь слова, слова, слова. Эйнштейн же указал вполне определенные количественные свойства нового физического объекта, свойства, доступные для экспериментальных, наблюдательных исследований. В обычной астрофизике не хватает места для космологии не потому, что ее главный объект слишком велик, а из-за того, что он — один в своем роде.

Рождение новой науки не стало сенсацией — еще полыхала мировая война, а Эйнштейн еще не был знаменитостью. Слава и признание гениальности обрушатся на него два года спустя не за открытие Вселенной, а за предсказание еле заметного отклонения лучей света под воздействием притяжения Солнца. Оба достижения — следствия его теории гравитации, завершенной в 1916 году. Но если отклонение лучей света — долгожданный результат драматических восьмилетних усилий, то космология — неожиданная премия.

Подобную премию получил когда-то Максвелл после своих десятилетних поисков электромагнитной теории. Он обнаружил, что одно из решений его уравнений описывает распространение электромагнитных колебаний, в которых он опознал световые волны.

Новая теория гравитации Эйнштейна уточнила теорию Ньютона с помощью основного уравнения:

[R] = (G/c2 ) [T],

где [R] — геометрия пространства-времени, [T] — распределение вещества, G  — гравитационная постоянная, c  — скорость света. Решения этого уравнения описывают и движение луча света, и движение планеты вокруг звезды, но еще, как обнаружил Эйнштейн, могут описать и Вселенную в целом.

Обстоятельства этого открытия демонстрируют, что прихотливый путь истории науки мало похож на асфальтированное шоссе.

Чтобы ввести Вселенную в свою теорию гравитации, Эйнштейн предположил, что вселенское вещество распределено равномерно, то есть что в разных местах Вселенной одна и та же средняя плотность «для областей пространства, больших по сравнению с расстоянием между соседними неподвижными звездами, но малых по сравнению с размерами всей звездной системы».

Во-вторых, «самым важным опытным фактом о распределении вещества» он назвал то, что «относительные скорости звезд очень малы по сравнению со скоростью света». По сути же предположил, что средняя плотность Вселенной постоянна во времени.

Выражение «неподвижные звезды» напоминает о древней «сфере неподвижных звезд». Их неподвижность была очевидной, поскольку даже ближайшие звезды в тысячи раз дальше самой дальней планеты, и, стало быть, движения звезд в тысячи тысяч раз менее заметны. Такие движения астрономы заметили лишь во времена Ньютона — обнаружили, что положения нескольких звезд, нанесенных на карту неба древними греками, за два тысячелетия изменились на полградуса. Век спустя удалось измерить расстояние до некоторых звезд. И еще почти столетие можно было называть Вселенную «всей звездной системой», как это сделал и Эйнштейн в 1917 году.

Космологии повезло, что ее основатель не следил за новостями дальней астрономии. А там шел Великий спор. Дальняя астрономия помимо звезд знала еще и туманности. Одна тянется полосой через все небо и видна невооруженному глазу. Это — Млечный Путь, или по-гречески Галактика. Галилей, глядя в свой телескоп, обнаружил, однако, что это небесное молоко состоит из огромного числа крупинок-звезд. Отсюда возникла гипотеза, что и другие туманности — гораздо меньшие по видимым размерам — представляют собой звездные системы, подобные Млечному Пути, — другие галактики. К 1924 году астрономы убедились, что действительно многие туманности — это огромные звездные системы, удаленные от нашей Галактики. С тех пор Вселенную называют системой галактик, каковых — на сегодняшний день — насчитано сотни миллиардов. А в каждой галактике — миллиарды звезд.

В 1917 году Эйнштейн не знал о галактиках, но как мог он предположить равномерное распределение звезд во Вселенной?! Простой взгляд на небо опровергает это. Неравномерность расположения звезд очевидна: Млечный Путь — явное и несомненное сгущение звезд. Как стало известно позже, равномерно лишь распределение галактик, о чем Эйнштейн не ведал.

Другое его предположение правдоподобней: действительно, как скорости звезд могут сравниться со скоростью света?! Но говорить-то надо не о звездах, а о туманностях-галактиках. Фактически Эйнштейн подразумевал, что средняя плотность Вселенной постоянна во времени. Но почему?! Неудивительно, что астроном Виллем де Ситтер, единственный упомянутый в статье Эйнштейна, не принял этих предположений и искал иное решение эйнштейновских уравнений гравитации.

Эйнштейн же считал, что отказ от упрощающих предположений — это отказ от решения. И его предположения дали вполне определенное решение — вполне определенную форму Вселенной, сферически симметричную, конечную и безграничную, как и положено всякой сфере — и двухмерной и трехмерной. Радиус вселенской сферы R определялся плотностью вещества:

1/R2 = (G/c2 ).

Астронаблюдатели могли проверять это соотношение, оценивая по отдельности плотность и кривизну пространства, особенно «не заморачиваясь», как эта формула получилась у астротеоретика Эйнштейна. Зато ему пришлось поморочиться. Дело в том, что принятое им предположение о плотности вещества, постоянной в пространстве-времени, будучи подставлено в его уравнение

[R] = (G/c2 ) [T] ,

давало лишь очень скучное решение: нулевая плотность и плоская геометрия пространства-времени, никаких звезд и сплошная космическая пустота.

Эйнштейн придумал выход, добавив в свои уравнения нечто, не имевшее никаких оснований в тогдашней физике, — некую новую универсальную константу:

[R] + []= (G/c2 ) [T].

И получил гораздо более интересное решение, связавшее радиус сферической Вселенной R и ее плотность с величиной новой константы

1/R2 = (G/c2 ) = λ.

Эта связь оправдала и само диковинное третье предположение: чрезвычайно малая плотность Вселенной (из-за огромных расстояний между звездами и галактиками) означала огромный радиус вселенской сферы и суперчрезвычайную малость новой константы. Потому-то можно было не беспокоиться о влиянии новой константы на уже известные и подтвержденные гравитационные эффекты планетного масштаба.

И все же не странно ли, что год спустя после того, как Эйнштейн получил свои долгожданные уравнения гравитации, он решился их изменить? Он понимал это, написав другу: «В теории гравитации я сделал нечто такое, за что меня могут посадить в сумасшедший дом».

Совершенно иначе смотрел на новую константу де Ситтер — первый собеседник и соучастник Эйнштейна в решении космологической задачи. Голландский астроном высшей математической пробы, он еще в 1910 году включился в поиск новой теории гравитации. В частности, он выяснял, способны ли предложенные теории объяснить неньютоново движение Меркурия, и знал, что не способны. Поэтому успех Эйнштейна, объяснившего это астроявление в 1915 году, был для него важнейшим событием, поднявшим авторитет германского физика до небес. И когда Эйнштейн дерзнул и необъятные небеса объял физической теорией, де Ситтер присоединился первым. Он, правда, счел неубедительными упрощения Эйнштейна и придумал свое, астрономически резонное: если плотность вещества во Вселенной столь мала, то почему не предположить для упрощения, что ею можно вовсе пренебречь, то есть считать плотность вещества нулевой. Соответствующее решение, при наличии космологической постоянной, давало вполне определенную и весьма особую геометрию пространства-времени, которую надо было изучать и прикладывать к астрономическим наблюдениям.

Говорить о геометрии в отсутствии вещества было, однако, выше сил физика Эйнштейна, и он решение де Ситтера не принял всерьез. А впоследствии считал введение космологической константы своей ошибкой. И оказался неправ — сегодняшние космологи не мыслят своей науки без величины, которая у них, правда, перестала быть универсальной константой, и в ней появилась физическая начинка, но это — уже другая история и пока еще не история науки, а ее сегодняшний день.

Физики ценят великих коллег не за их ошибки. А историкам дороги и ошибки, если они помогают понять драматизм истории открытий, сделанных живыми людьми, которым тоже свойственно ошибаться.

Выясняя физику Вселенной, Эйнштейн следовал своему принципу делать все как можно проще, но не проще, чем надо. Однако незаметно нарушил его — переупростил Вселенную. Пять лет спустя это понял российский математик Александр Фридман.

 

Александр Фридман: «Вселенная не стоит на месте»

Весной 1922 года в главном физическом журнале того времени — «Zeitschrift fьr Physik» появилось обращение «К физикам Германии». Правление Германского физического общества сообщало о трудном положении коллег в России, которые с начала войны не получали немецких журналов. Поскольку лидировала тогда физика немецкоязычная, речь шла о жестоком информационном голоде. У немецких физиков просили публикации последних лет для пересылки в Петроград.

В том же самом журнале, двадцатью пятью страницами ниже, помещена статья, полученная из Петрограда и противоречащая призыву о помощи. Имя автора — Александра Фридмана — физикам было неизвестно, но статья с названием «О кривизне пространства» претендовала на многое. Автор утверждал, что решения Эйнштейна и де Ситтера, опубликованные за пять лет до того, не единственно возможные, а лишь весьма частные случаи, что плотность, постоянная по всему пространству, вовсе не обязана быть постоянной во времени. Именно в этой статье впервые сказано о «расширении Вселенной». Астрономическим фактом оно станет семь лет спустя; еще предстоит измерять и вычислять, сколько миллиардов лет расширение длилось и каково расстояние до космического горизонта, но горизонт науки расширил в 1922 году 34-летний Александр Фридман.

Александр Фридман

Если, набравшись смелости, уподобить Вселенную маятнику, то решения космологической задачи, полученные Эйнштейном и де Ситтером, можно сопоставить положениям маятника в покое. Таких положений два: когда маятник просто висит и когда он стоит «вверх ногами». А Фридман обнаружил, что вселенский маятник вовсе не обязан покоиться, ему гораздо естественней двигаться. И рассчитал закон движения на основе уравнений Эйнштейна. При этом показал, что движение возможно и при равной нулю космологической константе. Вселенная может и расширяться и сжиматься в зависимости от ее плотности и скорости в некий момент. Итак,

Уподобим теперь Вселенную резиновому шарику, помня суть эйнштейновской теории гравитации — связь кривизны пространства-времени и состояния вещества. Эйнштейн, можно сказать, обнаружил, как радиус шарика связан с плотностью и упругостью резины. Начал он с шарика, радиус которого постоянен.

Упрощение задачи — один из главных инструментов теоретика. В потемках незнания иногда ищут ключ под фонарным столбом лишь потому, что в других местах искать невозможно. Как ни странно, подобные поиски бывают успешны. Решать сложные уравнения для произвольного случая не под силу даже автору уравнений. Эйнштейн начал с простейшего случая — с максимально однородной геометрии, хотя наблюдения астрономов в 1917 году не говорили об однородности вещества во Вселенной.

Зато второе его предположение — о неподвижности шарика — выглядело столь же очевидным, как и постоянство звездного неба. Только на фоне неподвижных звезд астрономам удалось изучить движение планет, а физикам найти управляющие этим движением законы. И наконец, вечность Вселенной привычно от имени науки противостояла религиозной идее о сотворении мира.

На эту аксиому и поднял руку Фридман.

Вернемся к резиновому, точнее к Риманову, шарику Вселенной, который Эйнштейн взял в руки в 1917 году. Сделав свои упрощающие предположения, Эйнштейн с огорчением обнаружил, что никакого шарика в его руках на самом-то деле нет, есть только бесплотные аксиомы. Он обнаружил, что уравнения гравитации, выстраданные им два года назад, не имеют ожидаемого решения! Помочь ему мог любой ребенок, знающий, что настоящая жизнь резинового шарика начинается, если его надуть. Но Эйнштейн — недаром великий физик — и сам додумался до этого. Добавленная им в уравнения космологическая постоянная стала тем воздухом, упругость которого уравновесила упругость вселенского шарика.

Познакомившись с космологией Эйнштейна, Фридман оценил грандиозность поставленной физической задачи, однако математическое ее решение вызвало у него сомнения. Конечно, маятник может пребывать в покое, но это лишь частный случай его общего колебательного движения. Или на языке математики: у дифференциального уравнения, каким было и уравнение гравитации Эйнштейна, обычно бывает целый класс решений, зависящих от начальных условий.

В своей статье Фридман и показал, как меняется сферическое пространство-время в соответствии с его «упругостью», определяемой уравнением Эйнштейна. В одном из возможных решений радиус Вселенной возрастал, начиная с нулевого значения, до некоторой максимальной величины, а затем опять уменьшался до нуля. А что такое сфера нулевого радиуса? Ничто! И Фридман написал:

Пользуясь очевидной аналогией, будем называть промежуток времени, за которое радиус кривизны от 0 дошел до R 0 , временем, прошедшим от сотворения мира .

Легко так сказать математику, но для физика Эйнштейна результат был настолько странным, что… он ему не поверил, нашел мнимую ошибку в вычислениях и сообщил об этом в краткой заметке в том же журнале. Лишь получив письмо от Фридмана и проделав еще раз вычисления, Эйнштейн признал результаты русского коллеги и в следующей заметке назвал их «проливающими новый свет» на космологическую проблему. Для историков же ошибка Эйнштейна проливает свет на масштаб работы Фридмана.

Эйнштейн о работе А. Фридмана

Замечание к работе А. Фридмана «О кривизне пространства» (18.09.1922)

…Результаты относительно динамического мира, содержащиеся в упомянутой работе, кажутся мне сомнительными… В действительности указанное в ней решение не удовлетворяет уравнениям поля. Значение этой работы в том и состоит, что она доказывает постоянство радиуса мира во времени…

К работе А. Фридмана «О кривизне пространства» (31.05.1923)

В предыдущей заметке я подверг критике названную выше работу. Однако моя критика, как я убедился из письма Фридмана, основывалась на ошибке в вычислениях. Я считаю результаты Фридмана правильными и проливающими новый свет. Оказывается, уравнения поля допускают наряду со статичными также и динамические (меняющиеся во времени) решения для структуры пространства.

Сегодняшний студент может проделать выкладки Фридмана на двух страницах и скептически подумать: «Ну что он, в сущности, сделал?! Решил уравнение, только и всего! Так ведь и школьники решают уравнения. Да, эйнштейновские уравнения сложнее квадратных, но и Фридман — не школьник. Эйнштейн нашел один „корень“ своих уравнений, Фридман — остальные».

Так, может, разговор о величии работы Фридмана — отголосок тех лет, когда радетели славы российской любой ценой отыскивали отечественных первооткрывателей? Нет, хотя бы потому, что те самые радетели старались забыть об отечественном вкладе в космологию, объявленную прислужницей «поповщины», на языке советской идеологии. Уж если сам Фридман писал о «сотворении мира», то блюстители государственной атеистической религии не могли разрешить такую свободу слова. Космологию в СССР закрыли в 1938 году и разрешили только после смерти Сталина.

Формулы в физических работах живут собственной жизнью. Это и хорошо, и не очень. Хорошо, потому что от формул легче отделяются научные предрассудки и необязательные интерпретации. Но, с другой стороны, глядя на формулы, написанные много лет назад, трудно вникать в смысл, который в них вкладывали при их появлении.

Работу Фридмана нельзя назвать просто еще одним космологическим решением, которое поставили на полку рядом с первым эйнштейновским решением. Фридман открыл глубину космологической проблемы, обнаружив, что изменение — это родовое свойство Вселенной. Тем самым понятие эволюции распространилось на самый всеобъемлющий объект. Кроме того, возник вопрос, до сих пор не имеющий убедительного ответа: каким образом множественность космологических решений теории гравитации соотносится с принципиальной единственностью самой Вселенной?

Был ли результат Фридмана случайной удачей или наградой за смелость?

Первую научную работу он сделал, еще будучи гимназистом, в чистейшей математике — в теории чисел. Окончив математическое отделение университета, занимался динамической метеорологией — наукой о самых хаотических в подлунном мире процессах, попросту говоря, о предсказании погоды. Математика его науки напоминала математику эйнштейновской теории гравитации. А главное — ему, математику, легче было устоять перед авторитетом великого физика и усомниться в его результатах.

Значит, Фридман — чистый математик? Не только. Еще студентом он участвовал в «Кружке новой физики» под руководством жившего тогда в России Пауля Эренфеста — друга Эйнштейна.

История позаботилась и о других благоприятных обстоятельствах. В годы Гражданской войны из-за нехватки преподавателей Фридман вел курсы физики и Римановой геометрии. А в 1920 году судьба свела его с Всеволодом Фредериксом. Этого русского физика мировая война застала в Германии. Его ожидала бы грустная участь подданного вражеской державы, если бы не заступничество Гильберта, знаменитого немецкого математика. В результате Фредерикс на несколько лет стал его ассистентом — как раз тогда, когда завершалось создание теории гравитации и когда к Гильберту приезжал Эйнштейн для обсуждения своей теории. Свидетелем всего этого был Фредерикс.

Немецкие физики и до 1922 года старались помочь своим коллегам в России. Особенно заботился об этом Эренфест. Летом 1920 года в Петроград пришло его письмо, первое после многолетнего перерыва. В августе 1920 года Фридман ответил Эренфесту, что изучает теорию относительности и собирается заняться теорией гравитации.

В мире уже бушевал бум вокруг новой теории — после того, как подтвердилось предсказанное Эйнштейном отклонение лучей света от далеких звезд. Начали появляться популярные брошюры о новой теории, включая и книжку самого Эйнштейна. В предисловии автора к русскому переводу, изданному в Берлине осенью 1920 года, читаем:

Более чем когда-либо, в настоящее тревожное время следует заботиться обо всем, что способно сблизить людей различных языков и наций. С этой точки зрения особенно важно способствовать живому обмену художественными и научными произведениями и при нынешних столь трудных обстоятельствах. Мне поэтому особенно приятно, что моя книжечка появляется на русском языке.

Двусторонний обмен физико-математическими идеями в космологии произошел на удивление скоро.

Так кем же был основоположник динамической космологии — математиком или физиком? Лучше других сказал о Фридмане хорошо знавший его человек: «Математик по образованию и таланту, он и в юности, и в зрелых годах горел желанием применять математический аппарат к изучению природы».

Чтобы применять математический аппарат к такому уникальному объему, как Вселенная, необходима смелость, которой не учат ни на математическом, ни на физическом факультетах. Она или есть, или ее нет. Смелость Фридмана видна невооруженным глазом: добровольно пошел на фронт — в авиацию, а будучи уже профессором (и автором новой космологии), участвовал в рекордном полете на аэростате.

Итак, одаренность, знания и смелость. Такое сочетание вполне достойно награды, которую иногда называют везением, иногда — благоприятными историческими обстоятельствами. Но Фридману не суждено было дожить до времени, когда стал ясен масштаб его открытия. Талантливый и смелый человек умер в 37 лет от брюшного тифа.

Спустя семь лет в дневнике академика В.И. Вернадского появилась запись:

Разговор с Вериго об А.А. Фридмане. Рано погибший, может быть гениальный ученый, что мне чрезвычайно высоко характеризовал Б.Б. Голицын в 1915 и тогда я обратил на него внимание. А сейчас — в связи с моей теперешней работой и его идеей о раздвигающейся пульсирующей Вселенной — я прочел то, что мне доступно. Ясная, глубокая мысль широко образованного, Божьим даром охваченного человека. По словам Вериго — его товарища и друга — это была обаятельная личность, прекрасный товарищ. Он с ним сошелся на фронте. В начале большевистской власти Фридман и Тамаркин, его приятель, но гораздо легковеснее его, были прогнаны из Университета. Одно время Фридман хотел бежать вместе с Тамаркиным: может быть, остался бы жив?

(Математик Я.Д. Тамаркин, товарищ и соавтор Фридмана в нескольких работах, покинул Советскую Россию в 1922 году. Работал и преподавал в Кембридже.)

После германского физика, голландского астронома и российского математика следующий важный вклад в космологию сделали американские астрономы.

 

Закон красного смещения

Эта история началась с замечательного открытия, сделанного в 1908 году Генриеттой Ливитт, которая тогда не была еще астрономом. Она смотрела не вверх, в звездное небо, а вниз — на фотопластинки, сделанные в Гарвардской обсерватории за много лет. В те времена женщин к телескопам еще не допускали даже в этой, самой свободной части Америки. Она работала в группе вычислительниц, измеряла положения и яркости звезд на фотопластинках разного времени. Занимаясь этим скучным делом, она зарегистрировала тысячи звезд в Магеллановом облаке — туманности, соседней с нашей Галактикой. При этом Ливитт заметила несколько звезд-цефеид, яркость которых менялась с постоянным периодом, зависящим от их яркости, и получила определенное соотношение между этими величинами.

Открытие это стало возможно, поскольку расстояние до Магелланова облака много больше его размеров, и, значит, все тамошние цефеиды находятся от наблюдателя примерно на одинаковом расстоянии, хоть и неизвестном тогда. Вскоре удалось измерить расстояние до одной цефеиды в нашей Галактике, после чего соотношение между яркостью и периодом цефеид стало абсолютно определенным. И теперь уже можно было, измеряя период и видимую яркость цефеиды, вычислить истинное расстояние до нее. Это дало способ определять расстояния до туманностей. Именно этим способом астроном Эдвин Хаббл, работавший в обсерватории в Калифорнии, установил к 1924 году, что большинство туманностей — далекие галактики, подобные нашей.

К тому времени подоспело совсем другое исследование туманностей-галактик. Его начал в 1912 году Весто Слайфер в обсерватории в Аризоне, определяя скорости небесных объектов по их спектрам. Скорость света не зависит от скорости его источника, но цвет зависит: каждая спектральная линия смещается в красную сторону, если источник удаляется, и в фиолетовую — если приближается. Смещение тем больше, чем больше скорость. Это явление, называемое эффектом Доплера, имеет тот же характер, что изменение звука гудка поезда или машины с сиреной, когда они проносятся мимо. К 1923 году в результате очень трудоемких исследований спектров галактик Слайфер измерил скорости 41 галактики, из которых, как оказалось, 36 удаляются. Наблюдения явно намекали на что-то.

Этот намек воспринял уже известный нам Эдвин Хаббл, и, похоже, его восприимчивость усилилась в результате участия в 1928 году в конгрессе Международного астрономического союза в Голландии. Вернувшись с конгресса, Хаббл к данным Слайфера добавил еще несколько измерений и в 1929 году опубликовал статью, в которой представил новый закон — закон красного смещения. Данные о скоростях и расстояниях галактик дали примерно такую картину:

Пунктирная прямая означает, что скорости удаления галактик пропорциональны их удаленностям

V = H . D

и что на расстоянии 1 мегапарсек (≈ 3 . 1019 км) галактики разлетаются со скоростью примерно 500 км/сек.

Иными словами, Вселенная расширяется, как и предсказывало решение Фридмана. Разделив расстояние 1 мегапарсек на скорость 500 км/сек, получим, что расширяется уже примерно два миллиарда лет. А что было в начале расширения два миллиарда лет назад? Расстояний между галактиками никаких не было, было некое сплошное единое целое. А если принять решение Фридмана полностью, то единое целое Вселенной возникло в некий момент в виде точки с бесконечной плотностью вещества.

Так это выглядит сейчас. Однако к началу 30-х годов картина была иной. Хаббл вскоре после публикации своей статьи разуверился в том, что закон красного смещения говорит о расширении Вселенной. Хоть он и откладывал на своем графике «скорость», впоследствии, до конца жизни, он считал это лишь условным обозначением спектрального сдвига, «как будто» этот сдвиг — результат эффекта Доплера. Измеряли-то именно спектральный сдвиг, а какая физика его определяла — вопрос открытый, считал он.

Причиной такого скептицизма было то, что возраст Вселенной в два миллиарда лет слишком мал для астрономов. Некоторые звезды старше, и даже Земля, согласно хронологии, основанной на изучении радиоактивных изотопов, оказывалась старше Вселенной, что абсурдно. Вслед за статьей Хаббла его коллега Фред Цвикки предложил другое объяснение: фотоны от далеких галактик краснеют не потому, что галактики удаляются, а потому, что за миллионы лет своего путешествия фотоны от далеких галактик теряют часть своей энергии в силу какого-то взаимодействия с межгалактической средой, как говорили тогда, фотоны «стареют» или «устают». Чем дольше путешествуют, тем больше теряют, а значит, согласно квантовому соотношению E = hν, частота фотонов уменьшается, то есть они краснеют.

В 1931 году Хаббл писал де Ситтеру:

Мы глубоко тронуты Вашей любезной оценкой наших работ о скоростях и расстояниях туманностей. Мы говорим о «видимых» скоростях, чтобы подчеркнуть эмпирический характер этой связи. Интерпретацию, мы думаем, следует оставить Вам и тем очень немногим, кто компетентны обсуждать этот вопрос.

Осторожный астроном-наблюдатель пишет «туманности» вместо «галактики», хотя именно благодаря ему галактики утвердились в астрономии. Но его осторожное отношение к космологии более резонно.

Математический аппарат эйнштейновской теории гравитации настолько отличался от обычного аппарата астрофизики, что лишь немногие освоили его по-настоящему, тем более что применялся этот аппарат в считанных задачах. Да и сама возможность начала Вселенной шокировала и отбивала охоту у зрелых астрофизиков расширять свои математические знания.

Видный британский астрофизик Эдвард Милн, например, чтобы не переучиваться, придумал в 1932 году замену релятивистской космологии: шарообразное скопление галактик разлеталось в окружающую пустоту по законам Ньютоновой физики. Так он получил формулу разлета, сопоставимую с законом красного смещения, но, как быть с перигелием Меркурия и с отклонением света, «теория» Милна не знала и знать не желала. Зато не было проблемы «сотворения мира» из точки. Что случилось в начале разлета, было неясно, но пространству и времени ничего не угрожало.

Сопоставлять наблюдения с кустарными формулами Милна наравне с уравнениями Эйнштейна не могли астрофизики, широко смотрящие на мир. Двое из них были особенно компетентны обсуждать закон красного смещения.

 

Жорж Леметр, астрофизик в сутане

Этот бельгийский астрофизик, прежде чем заняться наукой, стал католическим священником, всегда ходил в сутане, а свои статьи подписывал «аббат Ж. Леметр». Легко представить себе, какие мысли возникали у его коллег при первом знакомстве. Но даже и после знакомства нелегко было признать, что в его научных текстах все доводы подчинены обычной научной логике. Проще было его смелые идеи связать с сутаной, чем в них вдуматься.

Загадкой истории остается то, что закон красного смещения, называемый соотношением Хаббла, Леметр открыл за два года до Хаббла — в 1927 году. И лишь затем узнал, что динамическую космологию, с которой он связал наблюдаемый разлет галактик, открыл Фридман еще в 1922-м.

Жорж Леметр

Определился с профессией Леметр позже обычного, поскольку в его юношеские планы вторглась мировая война. Он изучал инженерные науки в Католическом университете, когда его мобилизовали в армию. Служил в артиллерии, за боевые заслуги был награжден орденом. После войны изучал математику, физику, астрономию и… готовился к рукоположению. Приняв сан священника, в 1923 году поехал в Англию изучать астрофизику под руководством Эддингтона, а затем в США — в ту самую Гарвардскую обсерваторию, где открытием ритма цефеид начался выход за пределы нашей Галактики. Со знанием первых плодов внегалактической астрономии вернулся в Бельгию и стал профессором в родном университете.

В 1927 году Леметр опубликовал свою ныне самую знаменитую, а тогда совершенно не замеченную статью. Опубликовал он ее на французском языке в неведомом бельгийском журнале — Бельгия отнюдь не была великой научной державой, а главными языками тогдашней астрофизики были английский и немецкий.

«Однородная Вселенная с постоянной массой и увеличивающимся радиусом объясняет радиальную скорость внегалактических туманностей» — длинноватое название статьи говорит и об астрономическом поводе, и о главном результате. Автор использовал статью Хаббла 1926 года о расстояниях до «внегалактических туманностей», то бишь других галактик, и статью коллеги Хаббла по обсерватории — о скоростях галактик. Заметив связь этих величин, Леметр оценил коэффициент разлета галактик (ныне называемый коэффициентом Хаббла) и получил около 600 км/сек . Мпк — величина того же порядка, что у Хаббла два года спустя. При этом Леметр теоретически объяснил удивительный астрономический факт на основе нового, как он думал, решения уравнений Эйнштейна.

Опубликовав работу в малоизвестном журнале, Леметр тем не менее старался донести ее до первых лиц в тогдашней астрофизике. Он послал статью Эддингтону, но тот ее не прочитал (или не понял). Когда в 1927 году в Бельгию приехал Эйнштейн, Леметр встретился с ним и рассказал о своей работе. Эйнштейн указал ему на работу Фридмана, но, хоть и не имел математических доводов против, отвергнул физическую реальность расширяющейся Вселенной. По свидетельству Леметра, Эйнштейн ему сказал: «Математика у вас правильна, но физика отталкивающая».

Наконец, в 1928 году, Леметр отправился в соседнюю Голландию на конгресс Международного астрономического союза, встретился с его президентом де Ситтером, «космологом № 2», и попытался рассказать ему о своей работе. Увы, то ли президент был слишком занят конгрессом, то ли подобно Эйнштейну не допускал новую возможность, то ли в силу первого и второго просто не понял молодого теоретика-священника, говорящего о разбегании галактик.

На этот конгресс приехал из Америки и Хаббл. Нет свидетельств о его контакте с Леметром, но идея связать расстояния и скорости галактик слишком проста, чтобы исключить возможность какой-то неявной, опосредованной подсказки. Впрочем, простота идеи делает вполне вероятной и независимость двух открытий. Вскоре после возвращения с конгресса Хаббл опубликовал свою знаменитую статью. Так или иначе, роль Хаббла в открытии основного факта космологии несомненна — его измерения внегалактических расстояний, как и измерения скоростей Слайфером, были отправным пунктом для Леметра.

Именно астрономический авторитет Хаббла утвердил закон красного смещения как реально наблюдаемый факт. На обсуждении этого факта в Англии при участии Эддингтона и де Ситтера был признан теоретический тупик. Узнав об этом, Леметр вновь послал Эддингтону свою статью 1927 года. Тот наконец понял, организовал публикацию английского перевода статьи в главном астрономическом журнале и в своем комментарии назвал ее «блестящим решением» космологической проблемы.

В английском переводе, правда, удалены абзацы, в которых Леметр «преждевременно» открыл закон красного смещения, то есть соотношение Хаббла. Люди, склонные к интригам, усматривают в этом какие-то тайные мотивы Эддингтона и нездоровые амбиции Хаббла. Такое подозрение, однако, не вяжется с тем, как Эддингтон превозносил Леметра, который к тому же сам одобрил сокращенный перевод своей статьи. Более простое объяснение состоит в том, что Эддингтон и Леметр хотели донести до коллег новое космологическое решение, а не затеять приоритетный спор по поводу уже признанного астрономического открытия — признанного благодаря авторитету Хаббла в астрономии.

Решение Леметра, подкрепленное соотношением Хаббла — Леметра, признали теперь также де Ситтер и Эйнштейн. Признали, собственно, то, что эйнштейновская теория гравитации может описать разлет галактик как расширение самого пространства-времени.

Почему же выдающиеся теоретики так долго не принимали простое следствие теории, которую все они признавали истинной? Почему Эйнштейн, еще в 1923 году признавший результаты Фридмана «правильными и проливающими новый свет», не находил им места в своей картине мира вплоть до публикации Хаббла 1929 года?

Потому что даже теоретическая физика — наука экспериментальная, и в ней факты природы бывают весомей задушевных идей. И потому что физическое понятие Вселенной оказалось гораздо глубже представления обо «всем видимом мире».

Космологии повезло, что сперва Эйнштейн нашел одно-единственное космологическое решение — одно решение для единственной Вселенной. Второе решение де Ситтера легко было забраковать, поскольку в нем не было никакого вещества, сплошная пустота. Но Фридман предложил выбор из бесконечного семейства космологических решений, каждое отвечало набору из трех величин: величина космологической постоянной, плотность вещества и скорость расширения в некий момент времени. Возможные типы космологических сценариев очень различались: вечное расширение, начинающееся с нулевого или конечного радиуса; расширение, переходящее в сжатие; сжатие до нуля или до конечного значения радиуса. Что делать с этим трижды бесконечным разнообразием космологий, было непонятно. При отсутствии наблюдаемых ориентиров действовала лишь личная интуиция, и она сказала Эйнштейну «нет», возможно, еще и потому, что Фридман из всего многообразия космологий выделил ту, которая начиналась с нулевого радиуса — «от сотворения мира».

Леметр нашел наблюдаемый ориентир — разлет галактик, и решение он выбрал не столь вызывающее: расширение начиналось с конечного радиуса в бесконечно удаленном прошлом. Кроме того, Фридман предполагал «начинку» Вселенной в виде пыли или идеального газа, где отдельные пылинки-молекулы-звезды (галактики) не замечают остальных. А Леметр принял более физическое описание «начинки», добавив к ней излучение.

Опираясь на работу Леметра, Эддингтон указал на неустойчивость первой космологической модели Эйнштейна. Чисто теоретически — математически — идеально симметричный карандаш может стоять вертикально на острие грифеля, но малейшее отклонение ведет к падению. Так же и статичная Вселенная Эйнштейна при малейшем возмущении начнет «падать», расширяясь, сжимаясь либо деформируясь как-то иначе. В сценарии Леметра модель Эйнштейна была «начальным» состоянием в бесконечно удаленном прошлом.

Сам Леметр, не довольствуясь астроматематикой, думал о физическом смысле начала расширения. В 1931 году он выдвинул идею «первичного атома», понимая атом в древнегреческом смысле, как нечто целое, о частях чего не имеет смысла говорить, а фактически имея в виду гигантское «первичное ядро», аналогичное атомному ядру — тогда главной загадке физики. Он глазами физика всматривался в то состояние Вселенной в прошлом, когда ее вещество, еще не разделенное на галактики, представляло собой нечто сплошное и ядерное. В физике ядра тогда мало что было ясно, кроме свойств радиоактивного распада, с чего и начался путь к открытию ядра. Леметр предположил, что нечто, подобное радиоактивному распаду ядер, стало началом расширения Вселенной — распад первичного ядра. То была лишь общая идея, но идея физическая и связанная с насущной тогда проблемой — с поиском теории ядра. Единственный подкрепляющий довод Леметр нашел в незадолго до того открытых космических лучах, в которых заподозрил осколки «первичного взрыва».

Однако представление о каком-то резком начале, о рождении Вселенной было совершенно неприемлемо для Эддингтона и, судя по молчанию, для Эйнштейна. Лишь спустя несколько десятилетий оно вошло в космологию и стало чуть ли не самоочевидным следствием расширения Вселенной. Тогда уже знали, что космические лучи рождаются в разнообразных астрофизических процессах, включая процессы на Солнце, и лишь в 1965 году обнаружились подлинные осколки «первичного взрыва» — реликтовое излучение.

Что же мешало Эйнштейну оценить новую фундаментальную идею уже при ее появлении в начале 1930-х? Да, идея эта не рождала ясных надежд на экспериментальное подкрепление. Но Эйнштейн тогда уже десять лет — во все большем одиночестве — занимался не менее теоретическими идеями в поисках так называемой «единой теории поля». Приходится вспомнить о грустном законе Планка, согласно которому новые фундаментальные идеи требуют открытости молодого ума. Эйнштейну было уже за 50.

Кроме того, размышляя об идее Леметра, вводящей в физику «начало Вселенной», трудно избежать другого грустного вывода, что на оценку идеи влияла «одежка» астрофизика-священника. Не только Фридман видел параллель с библейским сотворением мира. Легко было заподозрить Леметра в тайном — быть может, даже для него самого — желании подкрепить религию наукой. Это тем более грустно, что сам Леметр подобную связь отвергал по принципиальным религиозным основаниям. Как человек науки, он прекрасно понимал отличие объективного знания об устройстве природы от глубоко личной религиозной веры и это свое понимание счел нужным высказать в чисто научной аудитории:

По моему мнению, теория первичного атома находится вне всяких метафизических или религиозных вопросов. Материалисту она оставляет свободу отрицать всякое сверхъестественное существо. Верующему она не дает возможности ближе познакомиться с Богом. Она созвучна словам Исайи, говорившего о «скрытом Боге», скрытом даже в начале творения. Наука вовсе не должна тушеваться перед лицом Вселенной, и когда Паскаль пытается вывести существование Бога из предположенной бесконечности Природы, мы можем думать, что он смотрит в неправильном направлении. Для силы разума нет естественного предела. Вселенная не составляет исключения, — она не выходит за пределы способности понимания.

Приведенные слова Леметр произнес за два года до того, как стал президентом Папской академии наук (1960). Однако, несмотря на такой почет, идея «первичного атома» была экзотикой для большинства астрофизиков до 1965 года, когда экспериментаторы — случайно — обнаружили космическое фоновое излучение, в котором теоретики опознали наследие «первичного взрыва».

 

Расширяется Вселенная или стареют фотоны?

Следующий шаг в понимании космологической проблемы сделал соотечественник Александра Фридмана — Матвей Бронштейн. Его участие в физике Вселенной началось в 1931 году с первой обзорной статьи о космологии в журнале «Успехи физических наук», где он воздал должное «покойному русскому математику» и его «наполовину забытой» работе.

Двадцатичетырехлетний теоретик, родившийся на год позже теории относительности, был хорошо подготовлен для трудной задачи. Его интересы охватывали всю фундаментальную физику, и он чувствовал себя свободно в том соединении астрономии, физики и математики, каким была космология. Первую научную работу по квантовой физике он опубликовал в 18 лет, еще до поступления в университет, а к 1931 году сделал и важные работы по астрофизике звезд.

Во введении к обзору, описав звездно-галактическую структуру Вселенной, он подчеркнул, что

астроном-наблюдатель никогда не будет знать ничего о мире как о целом, как бы ни увеличивалась дальнозоркость астрономических инструментов. Поэтому может казаться, что космологическая проблема является неприступной крепостью, завоевание которой не может быть уделом эмпирической науки. Но там, где астроном-наблюдатель пришел в отчаяние от своего бессилия, к решению безнадежной проблемы подходит физик.

Матвей Бронштейн, начало 1930-х годов

Избавляя читателя от робости перед космологической задачей, Бронштейн изложил основы математического языка теории гравитации и рассмотрел три модели Вселенной: статичную модель Эйнштейна, пустую модель де Ситтера и динамическую модель Фридмана — Леметра. Диковинные тогда понятия «радиуса мира» и «горизонта событий» он пояснил и обычным языком:

если радиус мира очень велик, то цилиндрическая форма мира [Эйнштейна] так же мало сказывается на явлениях, происходящих в сравнительно небольших участках этого мира, как шарообразная форма Земли сказывается на явлениях, происходящих в пределах одной комнаты; …письма, адресованные в пункт, отстоящий на расстояние πR/2 от ближайшей почтовой конторы, в мире де Ситтера никогда не доходят до места назначения, даже если почта передает их со скоростью света.

Завершается обзор главной проблемой:

Космологическая теория безусловно подвергнется еще многим изменениям. Прежде всего ей придется расширить свои сроки, которые все же чрезвычайно стеснительны для космогонистов.

Бронштейн в своем обзоре не упомянул гипотезу старения фотонов, выдвинутую астрономом Цвикки для объяснения красного смещения. Предположенное в той гипотезе взаимодействие света с межгалактическим веществом не выдерживало астрофизической критики. Гипотеза привлекала тех, кому «понятный» малый эффект был милее грандиозной и непонятной картины Вселенной, разлетающейся во все стороны.

Ситуация изменилась пару лет спустя, когда новый механизм старения фотонов предложили физики с переднего края фундаментальной теории. Теперь речь шла о покраснении фотонов в результате их взаимодействия не с веществом, а с… пустотой. Тогдашние физики поняли, что пустота — это не просто пустое пространство, а квантовый вакуум, в котором идет своя незаметная жизнь — незаметная лишь «невооруженному глазу»: спонтанно возникают и очень быстро исчезают пары электронов и только что открытых позитронов — анти-электронов. В 1933 году появилась гипотеза, что фотон, взаимодействующий с такими виртуальными парами, отщепляет от себя маленькие фотончики и постепенно уменьшает свою энергию — «краснеет». При этом покраснение пропорционально расстоянию, проходимому фотоном через вакуум, что и дало бы соотношение Хаббла.

Это новое слово фундаментальной физики заслуживало рассмотрения. Однако настоящей теории электрон-позитронного вакуума еще не было, так что прямой расчет был уязвим. Бронштейн нашел изящный общий способ проверить гипотезу. Он показал, что, независимо от механизма гипотетического расщепления фотона, из принципа относительности следует вполне определенная связь вероятности распада фотона и его частоты. Соответствующее покраснение различалось бы в разных частях спектра, в отличие от эффекта Доплера и соотношения Хаббла. Так главный наблюдательный факт тогдашней космологии получил фундаментальное обоснование.

При этом осталась и проблема малого возраста Вселенной. С этим справились сами астрономы двадцать лет спустя, уточнив многоступенчатую шкалу расстояний, на которую опирался Хаббл. Первой ступенью этой шкалы была оценка расстояния до ближайших цефеид. Уточнение привело к тому, что шкала расстояний и, соответственно, шкала времени удлинилась в семь раз, устранив вопиющую внешнюю проблему космологии — неувязку возраста Вселенной и возраста Земли.

Оставалась, однако, глубокая внутренняя проблема космологии — проблема начала расширения.

 

Три фундаментальные константы

c, G

и

h

На космологию и на передний край физики Бронштейн смотрел, можно сказать, свысока — с такого высока, откуда видно «отношение физических теорий друг к другу и к космологической теории». Так он назвал раздел в статье 1933 года «К вопросу о возможной теории мира как целого». В размышлениях об этом вопросе, привлекая историю физики и «географию» применимости разных теорий, он опирался на особую роль трех физических констант: c , G и h  — скорость света, гравитационная постоянная и постоянная Планка. Константы эти входят в формулировки фундаментальных теорий, необходимых, в принципе, для описания любого физического явления. Ими можно пренебречь лишь из практических соображений, если не нужна слишком высокая точность. Константы c , G и h можно назвать фундаментальными, встроенными в фундамент мироздания. Но так было не всегда.

Скорость света c , введенная Галилеем и измеренная Ремером еще в семнадцатом веке, стала фундаментальной лишь в 1905 году в теории относительности. Гравитационная постоянная G , фактически измеренная Кавендишем в конце восемнадцатого века, а вошедшая в физику в начале девятнадцатого, обрела фундаментальность в теории гравитации-пространства-времени, завершенной в 1916 году. А постоянная h , введенная Планком в 1900 году, обрела фундаментальный статус в квантовой механике, завершенной к 1927 году.

Именно тогда, в середине 1920-х годов, Матвей Бронштейн входил в науку и вырабатывал свой cGh -взгляд на мир теоретической физики. С этой точки зрения, указанные фундаментальные теории можно называть c -теорией, cG -теорией и h -теорией. А теорию гравитации Ньютона — G -теорией. Принимая за исходный пункт исторического развития Ньютонову механику как теорию упругого удара, или физику бильярда, Бронштейн представил схемы преемственного развития и смены теорий, которые образуют cGh -карту фундаментальных теорий или (вместо глобуса) cGh -куб, изображенные на рисунке, где полужирный шрифт и сплошные рамки соответствуют теориям, уже созданным к началу 30-х годов.

cGh -карта фундаментальной физики

Иллюстрации из статьи М. Бронштейна 1933 года

N -теория (HM) — Ньютонова механика,

G -теория (ГН) — Гравитация Ньютона,

c -теория (ТО) — Теория относительности,

cG -теория (ГЭ) — Гравитация Эйнштейна,

h -теория (КМ) — Квантовая механика,

ch-теория (КЭ) — Квантовая электродинамика,

cGh-теория (КГ) — Квантовая гравитация.

(Полужирный шрифт и сплошные рамки соответствует теориям, уже созданным к началу 30-х годов.)

Три схемы, изображенные слева, образуют грани cGh -куба фундаментальных теорий (справа).

Что же касается теорий, создания которых ожидали, физики о них думали по-разному.

Из уважения к заслугам Эйнштейна начнем с него, хотя к началу 30-х годов его взгляды мало кто разделял. Как ни удивительно, физик, столько сделавший для развития квантовой теории и получивший Нобелевскую премию в основном за это, тогда уже, по существу, не признавал фундаментальный характер постоянной h . Уже лет десять Эйнштейн искал так называемую единую теорию поля, в которой гравитация и электромагнетизм — проявления некоего единого поля, и надеялся, что следствием этой теории станет квантовая теория и сама величина h . В 30-е годы у него остались лишь считанные сторонники.

Все другие теоретики считали h не менее фундаментальной константой, чем c , и ожидали ch -теорию для явлений, где важны h -свойства, а скорости близки к c . Таким, в частности, был гипотетический эффект покраснения фотонов, который Бронштейну удалось оценить и отвергнуть. Однако при всем почтении перед величайшим достижением Эйнштейна надо сказать, что роль гравитации в насущных проблемах тогдашней физики считалась — и вполне резонно — несущественной. Поэтому константа G в качестве основной выглядела гораздо менее убедительно, чем, например, элементарный электрический заряд, а также массы электрона и протона, из которых, как считалось к началу 30-х годов, построено все вещество.

Почти все теоретики, работавшие на переднем крае физики, свое внимание сосредоточивали на одной ch -грани cGh -куба, не заглядывая на cG -грань, на которой находились гравитация и космология. Да и Риманова геометрия, необходимая в теории гравитации, настолько отличалась от языка остальной физики, что лишь немногие ее освоили. Среди этих немногих был Бронштейн. Он понимал, что космология требует теорию явлений, в которых существенны и кванты и гравитация, то есть cGh -теорию.

Главная проблема космологии радикально отличается от обычных проблем физики и астрофизики, которые касаются многочисленных явлений, наблюдаемых в разных реализациях и с разных сторон. А Вселенная не только абсолютно единична, но — если верить теоретическим моделям Фридмана — Леметра — может быть в принципе не охватываема наблюдениями в силу своей бесконечности.

Оценить это отличие помогает пример Владимира Фока — выдающегося российского теоретика и виднейшего специалиста в теории гравитации. Он учился у Фридмана и его знаменитые статьи по космологии перевел по просьбе автора на немецкий язык для публикации в Германии. Не сомневаясь в математической правильности решений Фридмана, он не мог признать эти решения описанием Вселенной в целом именно потому, что целое это недоступно наблюдению.

Бронштейн студентом слушал лекции Фока и впоследствии с ним общался близко, однако космологию считал законной областью для размышлений физика-теоретика.

Для физика труднейший вопрос космологии: почему из множества возможных решений осуществилось то, которое мы наблюдаем, — расширение с определенной скоростью, радиусом кривизны и плотностью? В обычных задачах физики ответ на такого рода вопрос сводится к начальным условиям и к законам, управляющим данным явлением. В космологии ключевая проблема — как описать то начальное состояние, что привело к нынешнему — наблюдаемому — состоянию. Идея Леметра о первичном атоме и его «радиоактивном» распаде заменила формально-математическое начало яркой, но неопределенной физической метафорой. Чтобы превратить эту метафору в физику, надо было бы ответить на каверзные вопросы: почему радиоактивный распад, известный лишь для микромасштабов атомного ядра, может произойти и в мегамасштабном «ядре» всей Вселенной? Как в результате подобного распада возникла наблюдаемая однородность распределения вещества во Вселенной? И, главное, какая физическая теория управляла тем первоначальным распадом?

По мнению Бронштейна, управлять могла лишь cGh -теория.

 

Звуки физики Джаз-банда

Поиски обстоятельств, в которых рождался cGh -взгляд на физику, приводят к заметке 1928 года «Мировые постоянные и предельный переход», где обсуждается несколько тем, но постоянные c , G и h выделены как наиболее общие. Автор этой заметки, однако, не Бронштейн, и авторов целых три — Георгий Гамов, Дмитрий Иваненко и Лев Ландау. Самому молодому, Льву, — 20 лет, двум другим по 24. Это их единственная общая статья, хотя они себя именовали Тремя мушкетерами. Матвей Бронштейн, который по возрасту был ближе к Ландау, присоединился к ним через пару лет после возникновения содружества и пользовался их студенческими прозвищами — Джо, Димус и Дау.

Мушкетеры, азартно занимаясь наукой и развлекаясь, стали центром притяжения для компании юных физиков, которая вошла в историю науки под именем Джаз-банда. Не желая жить по нотам, они свободно импровизировали, всегда готовые подхватить тему, развить, а еще лучше опровергнуть. Все как в джазе. Только вместо музыки в их жизни звучали стихи на темы физики и лирики.

Рождение Джаз-банда совпало с рождением квантовой механики — первой теории микромира. До того были лишь догадки и гениальные прозрения о физике атомов. А в 1925–1927 годах, в череде головокружительных открытий, возникала общая теория. Необычные понятия новой теории — как звуки джаза — невозможно было принимать равнодушно. Они очаровывали, выводили из себя, вовлекали в новую науку и… побуждали сочинять стихи.

Главный поэт Джаз-банда, Женя Каннегисер, рассказывала много лет спустя:

Джаз-Банд выпускал рукописный журнал «Physikalische Dummheiten» [Физические Глупости], который читался в Университете и вообще нахально развлекался по поводу наших учителей. Джо, Димус и Дау были гораздо дальше остальных как по способностям, так и по знанию физики и разъясняли нам все новые увлекательные открытия квантовой механики.

Квантовая механика была такой же новостью для преподавателей, как и для студентов. Поэтому учились в основном по научным журналам и друг у друга — в нескончаемых разговорах и спорах. Такое самостоятельное освоение науки как ничто другое способствовало развитию их способностей и научной смелости.

Дух Джаз-банда запечатлен в «Гимне Теоретикам», сочиненном Женей. Первую строку для «Гимна…» она позаимствовала из «Капитанов» Николая Гумилева:

Жениных товарищей манили путешествия иного рода:

Не стоит объяснять все физические имена и термины. Кому они неизвестны, тот может без них обойтись. Женя и ее друзья не могли. Поясню лишь несколько мест. Де Бройль догадался, что каждая частица, если к ней присмотреться, — кое в чем волна (квантовую механику называли также волновой механикой). Профессор Крутков заведовал в университете Ка-Тэ-Эфом (Кабинетом теоретической физики) без особого пыла, в отличие от легкого на подъем Френкеля в Физтехе. Квантовые идеи Гейзенберга и Паули оказались на редкость успешны, а опыты Боте только что «разнесли» в пух и прах гипотезу самого Нильса Бора.

С помощью стихов Гумилева Джаз-банд приобрел нового участника. Женя встретила его ранней весной 1927 года:

Стояли лужи, чирикали воробьи, дул теплый ветер, и я, выходя из лаборатории на Васильевском острове, повернулась к маленькому ростом юноше, в больших очках, с очень темными, очень аккуратно постриженными волосами, в теплой куртке, распахнутой, так как был очень неожиданно теплый день, и сказала: «Свежим ветром снова сердце пьяно…»

После чего он немедленно продекламировал:

FB2Library.Elements.Poem.PoemItem

и все вступление к этой поэме Гумилева. Я радостно взвизгнула, и мы тут же, по дороге в Университет, стали читать друг другу наши любимые стихи. И, к моему восхищению, Матвей Петрович прочитал мне почти всю «Синюю звезду» [4] Гумилева, о которой я только слышала, но никогда ее не читала.

Придя в Университет, я бросилась к Димусу и Джо — в восторге, что нашла такого замечательного человека. Все стихи знает наизусть и даже «Синюю звезду»! Вот как Матвей Петрович вошел в круг Джаз-Банда.

Я помню его, смотрящего через очки, которые у него почти всегда сползали на кончик носа. Он был исключительно «цивилизован». Не только в том смысле, что он все читал, почти обо всем думал, но для очень молодого еще человека он был необыкновенно деликатен по отношению к чувствам и ощущениям других людей, очень благожелателен, но вместе с тем непоколебим, когда дело шло о «безобразном поведении» его друзей.

Не помню, кто его назвал Аббатом, но это имя к нему очень шло. Благожелательный скептицизм, чувство юмора и почти универсальное понимание.

Необычное прозвище Аббат дали ему в другой студенческой компании — астрономической, с которой Бронштейн связался ранее. Он приехал из Киева в 1926 году и поступил учиться на физический факультет, уже успев опубликовать статью — о рентгеновских фотонах — в том самом знаменитом «Цайтшрифте». Его интересовала и физика небесная. Поэтому в университете ходил одновременно на лекции к астрономам и подружился с некоторыми, особенно с Виктором Амбарцумяном. В пригородном поезде между университетом и Пулковской обсерваторией читались вслух интересные книги — необязательно по астрофизике. В частности, повесть Анатоля Франса о жизни и приключениях аббата Куаньяра, доктора богословия и магистра всяческих наук. Острый ум, невероятная образованность и доброжелательность, сдобренная иронией, — все это подсказало молодым астрономам прозвище для своего товарища-физика — Аббат Куаньяр, которое укоротилось до Аббата. Так что аббат Леметр был тут ни при чем, хотя именно тогда он писал свою знаменито не замеченную статью. В истории случайные совпадения соседствуют с неслучайными.

Веселый дух Джаз-банда запечатлелся и в статье Трех мушкетеров о мировых константах, опубликованной в 1928 году в солидном «Журнале Русского физико-химического общества». Зачем понадобились утроенные усилия для статьи, которая не оставила следа в других работах всех троих авторов? И почему идея об особой роли констант c , G и h столь заметна у не-автора Бронштейна?

Мушкетеров вряд ли заботило, что они оставляют историкам трудную задачу — понять происхождение странной статьи. Но трудные задачи интереснее решать. И вот решение.

Статья родилась не в ученых дискуссиях у доски с мелом, а в дружеском трепе за обедом в студенческой столовой. Кто-то вспомнил, что у одной из джаз-девушек грядет день рождения. И кто-то предложил в качестве подарка посвятить ей научную статью, а заодно повеселиться за счет «зубров» — так они именовали физиков, отставших от скорого поезда науки по возрасту и малой скорости ума. То, что зубры называли физикой, в Джаз-банде обзывали «филологией», «патологией» или просто ахинеей. Такого рода физика находила порой себе место в «Журнале Русского физико-химического общества», от аббревиатуры которого — ЖРФХО — веяло чем-то старорежимным.

Подарочную статью мушкетеры смастерили, можно сказать, из воздуха, в котором витали и трепались всевозможные идеи. В трепе физиков сырые идеи соединяются с идеями здравыми и остроумными, но не настолько определенными, чтобы их предлагать мировой научной публике в «Цайтшрифте». А чтобы поздравить с днем рождения, годится и ЖРФХО. Авторство идей, сложенных в такого рода статью, малосущественно. Почему Аббат не записан среди авторов? Быть может, в тот день его отвлекли какие-то другие дела, скажем, астрономические. А скорее, он уклонился от участия в самой затее. При полнокровном чувстве юмора он был человеком морально более серьезным, чем его друзья.

Как и предполагали мушкетеры, редакция ЖРФХО благосклонно отнеслась к их вкладу в мировую науку. Но поздравительное посвящение изъяли, чтобы к мыслям ученых мужей не примешивать ненаучные чувства. Уцелела, однако, дата в конце статьи, совпадающая с днем рождения невольной виновницы самой затеи.

Когда пять лет спустя Бронштейн развил и опубликовал свой cGh -взгляд на физику, он не сослался на статью своих друзей, что было бы для него немыслимо, если бы идея была не его. Человек высокой морали, он ссылался даже на устные замечания.

В понимание cGh -физики Бронштейну еще предстояло сделать важный вклад, но рассказ об этом следует начать с событий 1916 года, когда будущие участники Джаз-банда были еще детьми.