Вселенная с нуля. От Большого взрыва до абсолютной пустоты - Жак Поль
В 1896-м, чтобы избежать военной службы, Эйнштейн отказался от немецкого гражданства, но натурализоваться в Швейцарии смог только в 1901 году. В этой неопределенной ситуации он отошел от университетского сообщества и в 1902 году поступил на службу в Федеральное бюро интеллектуальной собственности в Берне, что позволило ему зарабатывать на жизнь, не прекращая заниматься наукой. Проверяя изобретения, связанные с синхронизацией часов, Эйнштейн с помощью мысленных экспериментов пришел к революционным выводам о природе света и взаимосвязи пространства и времени.
Для простого служащего швейцарского патентного бюро 1905 год стал поистине волшебным annus mirabilis[16]: в этом году Эйнштейн опубликовал в немецком журнале Annalen der Physik («Анналы физики») четыре статьи, легшие в основу всей современной физики. В начале ХХ века основным языком физиков был именно немецкий, а журнал Annalen der Physik считался изданием весьма авторитетным – именно в нем в 1901 году Макс Планк опубликовал свои работы об абсолютно черном теле.
Первая статья Эйнштейна вышла в июне. В ней он утверждал, что носителями энергии света являются микрочастицы (в 1920-м названные фотонами). В 1921 году эта работа принесла Эйнштейну Нобелевскую премию по физике. За статьей последовала работа по кинетической теории газа, вышедшая в июле, – она легла в основу его диссертации, опубликованной в 1906 году. В сентябре была опубликована статья о принципе относительности, самый известный физический текст ХХ века, ставший классикой и написанный в форме патента – почти без уравнений. И наконец, в ноябре Эйнштейн опубликовал четвертую статью, в которой он доказал, что, если тело испускает энергию L, его масса уменьшается на величину L/V2, где V – скорость света. В 1912 году Эйнштейн сформулировал это уравнение, связывающее энергию с массой, как E = mc 2, и без всяких сомнений стало самым известным уравнением физики.
Великий немецкий ученый Макс Планк уговорил Эйнштейна вернуться в Берлин, «мировую столицу науки», и ученый поселился там в 1914 году, заняв пост профессора в университете и став членом Академии наук Пруссии. Именно в Германии он в 1915 году сформулировал свою общую теорию относительности – еще до того, как в 1919-м снова получил немецкое гражданство.
☛ СМ. ТАКЖЕ
Солнце – атомная электростанция (4,57 миллиарда лет назад)
1912
Мисс Ливитт и масштабы расстояний
Некоторые массивные звезды Малого Магелланова Облака меняют свой блеск с определенной периодичностью. Изучая это явление, Генриетта Ливитт в 1912 году нашла зависимость между их периодом и светимостью. Это фундаментальное открытие присвоили астрономы-мужчины.
Американка Генриетта Ливитт родилась в 1868 году в Ланкастере в штате Массачусетс. Она получила серьезное образование в колледже для девочек и в 1983 году поступила в обсерваторию Гарвардского университета, в группу «вычислительниц» – женщин, нанятых американским астрономом и физиком Эдвардом Чарльзом Пикерингом для выполнения задач, которые астрономы-мужчины считали для себя зазорными. В те времена о допуске женщин непосредственно к астрономическим наблюдениям и речи быть не могло! Пикеринг поручил мисс Ливитт нудную и однообразную работу: систематическую проверку светимости звезд на фотографических пластинках. Снимки на фотопластинках были сделаны на фотографическом телескопе для выявления переменных звезд – одного из увлечений Пикеринга.
Мисс Ливитт искала переменные звезды в Малом Магеллановом Облаке: небольшой и имеющей неправильную форму галактике Местной группы, которая находится, как мы сейчас знаем, по соседству с Млечным Путем. В 1908 году мисс Ливитт, обнаружив несколько переменных пульсирующих звезд – цефеид, – отметила, что более яркие из них те, у которых дольше период. Астрономы называют цефеидами массивные звезды, чья светимость изменяется строго периодически, как у звезды Дельта Цефея. В 1912 году, проверив свои выводы на более, чем двух десятках цефеид из Малого Магелланова Облака, мисс Ливитт установила, что их видимый блеск уменьшается пропорционально логарифму периода переменности. Все эти звезды были расположены в одной и той же звездной группе, на одном и том же расстоянии от Земли, а это означает, что соотношение период-светимость для цефеид, закон, установленный Ливитт, является их неотъемлемой характеристикой.
Для цефеид, расстояние до которых известно, этот закон позволял определять абсолютную светимость – очень важный астрономический параметр. Ведь именно сравнение абсолютной светимости звезды с ее видимым блеском позволяет оценивать расстояния до звезд. Мисс Ливитт сделала большое открытие. Но в Америке в начале ХХ века роль женщин в астрономии должна была ограничиваться сбором данных… В результате только в 1913 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг определил расстояния до нескольких цефеид Млечного Пути и смог проверить выведенное Ливитт уравнение, связывающее период и светимость цефеид. Ее имя вошло в историю астрономии. В 1920-х годах Эдвин Хаббл успешно использовал это уравнение для оценки расстояний до многих галактик, что вскоре привело к открытию расширения Вселенной.
☛ СМ. ТАКЖЕ
Столкновение в Местной группе галактик (5,2 миллиарда лет назад)
1916
Радиус Шварцшильда
В 1916 году от лица призванного на фронт Карла Шварцшильда Эйнштейн представил Прусской академии наук выводы статьи, в которой вычислялась кривизна пространства-времени вблизи звезды.
Осенью 1915 года Европу терзала Первая мировая война. Немецкий астрофизик Карл Шварцшильд, директор обсерватории в Потсдаме, участвовал в ней в звании лейтенанта артиллерии на русско-германском фронте. Редкие минуты отдыха от военных обязанностей он посвящал чтению «Вестника Королевской Прусской академии наук» – он был избран членом Академии еще в 1913 году.
В номере от 25 ноября 1915 года он обнаружил знаменитую статью Эйнштейна, в которой тот сформулировал основы общей теории относительности. Шварцшильд задумался о том, как с точки зрения новой теории гравитации могла выглядеть геометрия пространства вокруг массивного тела, к примеру звезды, и за несколько дней рассчитал искривление пространства-времени вокруг нее. Четыре месяца спустя он скончался от тяжелого кожного заболевания, которое в те времена было неизлечимым.
Ключевым параметром для геометрии Шварцшильда стал критический радиус – так называемый радиус Шварцшильда RS, параметр, зависящий от массы звезды. Чем выше плотность звезды, тем ближе значение ее истинного радиуса к радиусу Шварцшильда и тем сильнее кривизна окружающего пространства-времени. Если радиус звезды достигает значения RS, кривизна пространства-времени становится такой, что на поверхности звезды время бесконечно замедляется – как бы застывает. Длина световой волны, испускаемой звездой, увеличивается пропорционально замедлению времени. На поверхности звезды длина волны увеличивается бесконечно; свет перестает существовать. Внешний наблюдатель вообще не видит света, посылаемого звездой.
В 1952 году американский физик Джон Уилер, профессор Принстонского университета в Нью-Джерси, в свете исследований, выполненных в 1939 году американским физиком Робертом Оппенгеймером, заинтересовался вытекающей из общей теории относительности судьбой массивных звезд: к концу своей эволюции они должны были превращаться в компактные тела
