Ժամանակի համառոտ պատմություն

1982֊ին Հարվարդի համալսարանում Լոբի դասախոսությունները կարդալուց հետո որոշեցի փորձել հանրամատչելի մի գիրք գրել ժամանակի և տարածության մասին։ Տիեզերքի սկզբնավորման և սև խոռոչների մասին շատ գրքեր են գրվել, սկսած ամենալավից՝ Ստիվեն Ուայնբերգի «Առաջին երեք րոպեն» գրքից, մինչև ամենավատը, որի անունը տալ չեմ ուզում։ Դրանցից և ոչ մեկը, իմ կարծիքով չի առնչվում այն հարցերին, որոնք ինձ մղել են գիտահետազոտական աշխատանքներ կատարելու տիեզերագիտության և քվանտային տեսության բնագավառներում։ Որտեղի՞ց է գալիս տիեզերքը։ Ինչպե՞ս և ինչո՞ւ։ Արդյո՞ք այն վերջ պիտի ունենա և, եթե այո, ինչպիսի՞ վերջ։ Սրանք հարցեր են, որոնք հետաքրքրում են մեզ բոլորիս։ Սակայն ժամանակակից գիտությունն այն աստիճան տեխնիկական է, որ միայն փոքրաթիվ մասնագետներ են ի վիճակի հասկանալ այս հարցերը նկարագրող մաթեմատիկական լեզուն։ Այնուամենայնիվ, տիեզերքի սկզբնավորմանը և ապագային վերաբերող հիմնական գաղափարները հնարավոր է արտահայտել բառերով, առանց մաթեմատիկայի օգնությանը դիմելու՝ այնպես, որ գիտական կրթություն չունեցող մարդիկ էլ ի վիճակի լինեն ըմբռնել դրանք։ Ահա ես հենց այդ եմ փորձել անել այս գրքում։ Իսկ թե որքանով է դա ինձ հաջողվել, թողնում եմ ընթերցողի դատին։

Մեկն ինձ ասաց, որ գրքում օգտագործված յուրաքանչյուր հավասարում կիսով չափ կնվազեցնի գրքի իրացումը։ Հետևաբար, ես որոշեցի ոչ մի հավասարում չօգտագործել։ Վերջում, սակայն, չկարողացա հրաժարվել Էյնշտեյնի հայտնի E=mc² հավասարումից։ Հուսով եմ, որ սա չի վախեցնի իմ հնարավոր ընթերցողների կեսին։

Ընդհանրապես կյանքում բախտավոր եմ եղել, բացի այն դժբախտությունից, որ հիվանդացա ԱԿՍ^[1]֊ով կամ շարժիչ նեյրոնների ախտահարմամբ։

Այն հոգածու վերաբերմունքը, որով իմ կինը՝ Ջեյնը և իմ երեխաները՝ Ռոբերտը, Լյուսին ու Թիմմին, շրջապատում են ինձ, հնարավոր դարձրեց, որպեսզի ես բավական բնականոն մի կյանք վարեմ և հաջողակ կարիերա ունենամ։ Երջանիկ եմ նաև, որ մասնագիտացել եմ տեսական ֆիզիկայի բնագավառում, որովհետև այն զուտ մտավոր աշխատանք է։ Այսպիսով, իմ ֆիզիկական անկարողությունը լուրջ արգելք չի եղել։ Իսկ իմ գիտական գործընկերներն առանց բացառության շատ օգտակար են եղել ինձ։

Իմ կարիերայի առաջին՝ «դասական» փուլում առաջատար գործընկերներս ու աշխատակիցներս են եղել Ռոջեր Պենրոուզը, Ռոբերտ Գերոչը, Բրանտոն Քարտերը և Ջորջ Էլլիսը։ Ես երախտապարտ եմ նրանց՝ ցույց տված օգնության և համագործակցության համար։ Այդ շրջանի աշխատանքներն ամփոփված են «Տարածություն֊ժամանակի խորամասշտաբ կառուցվածքը» գրքում, որն Էլլիսն ու ես գրեցինք՝ 1973֊ին։ Իմ ընթերցողներին խորհուրդ չէի տա կարդալ այդ գիրքը՝ հավելյալ գիտելիքներ ձեռք բերելու համար, որովհետև այն հագեցած է տեխնիկական մանրամասներով և բավականին դժվարամարս է։ Կարծում եմ, ես այժմ սովորել եմ այնպես գրել, որ ընթերցողը հեշտությամբ հասկանա այն։

Իմ աշխատանքային երկրորդ՝ «քվանտային» փուլի, 1974֊ից սկսած, հիմնական գործընկերներն են եղել Գարի Գիբսոնը, Դոն Փեյջը և Ջիմ Հարթլը։ Ես նրանց շատ բանով եմ պարտական, ինչպես նաև իմ ասպիրանտներին, որոնք ինձ մեծ չափով օգնել են և՛ գործնական, և՛ տեսական ոլորտներում։ Ուսանողներից հետ չմնալու պահանջկոտությունը մեծ խթան է եղել և, կարծում եմ, թույլ չի տվել, որ ես լճանամ ու տեղում դոփեմ։

Այս գրքի աշխատանքներում ինձ շատ է օգնել իմ ուսանողներից Բրայեն Ուիտը։ Գրքի առաջին ուրվագիծը գրելուց հետո ես 1985֊ին հիվանդացա թոքերի բորբոքումով։ Շնչափողի վիրահատությունից կորցրի խոսելու ունակությունս և գրեթե անկարող էի հաղորդակցվել մարդկանց հետ։ Թվում էր, թե ես այլևս ի վիճակի չեմ լինի ավարտել գիրքը։ Սակայն Բրայենն ինձ օգնեց ոչ միայն վերանայել ձեռագիրը, այլև սովորեցրեց օգտագործել Կենդանի կենտրոն կոչվող հաղորդակցման մի ծրագիր, որն ինձ էր նվիրել Ուոլտ Ուոլտոզը՝ Կալիֆոռնիայի Սըննիվալի Ուորդս Պլուզ ընկերությունից։ Դրա շնորհիվ ես կարող եմ գրքեր գրել և նույնիսկ խոսել մարդկանց հետ, օգտագործելով խոսակցության սինթեզիչ մի սարք, որը ինձ նվիրել էր նույն Կալիֆոռնիայի Սըննիվալի Սպիչ Պլուզ ֆիրման։ Այս սինթեզիչը և մի փոքր անհատական համակարգիչն իմ անվակավոր բազկաթոռին ամրացրեց Դեյվիդ Մեյսոնը։ Այս համակարգն է, որ փոխել է աշխատանքիս ողջ ընթացքը։ Իրականում ես այժմ ավելի լավ եմ հաղորդակցվում մարդկանց հետ, քան ձայնս կորցնելուց առաջ։

Իրենց խորհուրդներով շատերն են ինձ օգնել բարելավելու այս գիրքը։ Մասնավորապես, Բանտամ Բուքսի իմ խմբագիր Պիտեր Գուզարդին էջերով մեկնաբանություններ և հարցեր էր ուղարկում ինձ տարբեր կետերի վերաբերյալ, որոնք, ըստ իրեն, ես չէի կարողացել հստակորեն բացատրել։ Ճիշտն ասած, ես սկզբում շատ սրտնեղեցի, երբ ստացա առաջարկվող փոփոխությունների նրա երկար ցուցակները, սակայն նա միանգամայն իրավացի էր։ Ես վստահ եմ, որ այդ պարտադիր աշխատանքի արդյունքում գիրքն ավելի բարելավվեց։ Ես երախտապարտ եմ իմ ասիստենտներ՝ Կոլին Ուիլյամսին, Դեյվիդ Թոմասին և Ռայմոնդ Լաֆլամին, իմ քարտուղարներ՝ Ջուդի Ֆելլային, Էնն Ռալֆին, Չերիլ Բիլինգթոնին, Սյու Մեյսիին և իմ հիվանդապահներին։ Այս գիրքը հնարավոր չէր լինի գրել, եթե չփակվեին իմ գիտահետազոտական և բուժման ծախսերը, որոնք հոգացին Գոնվիլ և Կայուս քոլեջը, գիտության և ճարտարագիտության գիտահետազոտական խորհուրդը և Լևերհուլմ, Մաք Արթուր, Նուֆիլդ և Ռալֆ Սմիթ հաստատությունները։ Բոլորին հայտնում եմ իմ խորին երախտագիտությունը։

Ստեֆըն Հոգինգ

20 հոկտեմբերի1987

Առօրյա կյանքում մենք համարյա անտեղյակ ենք աշխարհի կառուցվածքին։ Չենք մտածում կենարար արևի լույս արտադրող մեխանիզմի մասին, չենք մտածում, որ ձգողականության ուժը մեզ պահում է երկրի վրա, հակառակ դեպքում պետք է անկշիռ թափառեինք տարածության մեջ։ Մոռանում ենք, որ մենք կազմված ենք ատոմներից, որոնց կայունությամբ է պայմանավորված հիմնականում մեր գոյությունը։ Բացի երեխաներից (ովքեր բավականաչափ գիտելիք չունեն, որպեսզի կարևոր հարցեր չտան), փոքրաթիվ են այն այն մարդիկ, ովքեր շատ ժամանակ են տրամադրում խորհրդածելու, թե ինչո՞ւ է բնությունն այսպիսին, ինչպե՞ս է սկիզբ առել տիեզերքը, կամ մի՞շտ է գոյություն ունեցել այն, կարո՞ղ է արդյոք մի օր ժամանակը փոխի իր ուղղությունը հակառակի, այնպես, որ հետևանքը նախորդի պատճառին, և, վերջապես, արդյոք անհաղթահարելի սահման ունի՞ մարդկային իմացությունը։ Նույնիսկ երեխաներ կան, որոնցից ոմանց ես հանդիպել եմ, ովքեր ուզում են իմանալ, թե ինչի՞ է նման սև խոռոջը, ի՞նչ բան է նյութի ամենափոքրագույն մասնիկը, ինչո՞ւ ենք մենք անցյալը հիշում, բայց ապագան՝ ոչ, այդ ինչպե՞ս եղավ, որ, եթե սկզբում իրոք քաոս էր, առաջացավ այժմյան կարգուկանոնը և, վերջապես, ինչո՞ւ գոյություն ունի տիեզերքը։

Մեր հասարակության մեջ այսօր ընդունված է, որ ծնողներն ու ուսուցիչներն այս հարցերից շատերին պատասխանում են ուսերը թոթվելով, և կամ դիմում են մշուշապատ կրոնական պատմությունների։ Ոմանք անհարմար են զգում շոշափել այդ հարցերը, որովհետև անմիջապես ակնհայտ է դառնում մարդու գիտելիքների սահմանափակությունը։

Սակայն հենց այսպիսի հարցուփորձերն են խթանել փիլիսոփայության ու գիտություններից շատերի զարգացումը։ Աստիճանաբար աճում է այն մարդկանց թիվը, ովքեր նմանօրինակ հարցեր են տալիս և երբեմն լսում ապշեցուցիչ պատասխաններ։ Մարդն այսօր այնքան է ընդարձակել իր մտահորիզոնը, որ միաժամանակ կարող է հետազոտել ամենափոքր և ամենախոշոր օբյեկտները՝ ատոմից մինչև աստղերը։

1974֊ի գարնանը «Վիկինգ» տիեզերանավի՝ Մարսի վրա վայրեջք կատարելուց երկու տարի առաջ, Անգլիայում ես մասնակցում էի մի գիտաժողովի, որը կազմակերպել էր Լոնդոնի Թագավորական ընկերությունը և նվիրված էր արտերկրային քաղաքակրթության հայտնաբերման հարցերի հետազոտմանը։ Ընդմիջման ժամանակ նկատեցի, որ հարակից սրահում ավելի բազմամարդ մի հավաք կար և հետաքրքրությունից մղված ներս մտա։ Անմիջապես գլխի ընկա, որ այնտեղ տեղի էր ունենում հինավուրց մի արարողություն, ականատես էի դառնում մեր մոլորակի ամենահին գիտական կազմակերպություններից մեկի՝ Լոնդոնի Թագավորական ընկերության նոր անդամների ընդունման ծիսակատարությանը։ Առաջին շարքում իր անվակավոր բազկաթոռին նստած մի երիտասարդ դանդաղորեն իր անունն էր գրում այն գրքում, որի առաջին էջերից մեկում զետեղված էր Իսահակ Նյուտոնի ստորագրությունը։ Երբ ի վերջո նա ավարտեց ստորագրելը, սրահում թնդացին ծափահարությունները։ Այդ ժամանակ արդեն Ստեֆըն Հոքինգը լեգենդ էր։ Ներկայումս Հոքինգը Քեմբրիջի համալսարանի մաթեմատիկայի լուկասյան պրոֆեսոր է, ինչպես ժամանակին Նյուտոնն ու ապա Պ․ Ա․ Մ․ Դիրակն էին, երկու նշանավոր հետազոտողներ, որոնցից մեկն ուսումնասիրել է ամենախոշորը, մյուսը՝ ամենափոքրը։ Ստեֆըն Հոքինգը նրանց արժանավոր հաջորդն է։ Հոքինգի այս առաջին հանրամատչելի գրքով ընթերցողը բազմակողմանիորեն կվարձատրվի։ Այս գրքի բազմաբովանդակ պարունակության չափ հետաքրքիր է նաև ընթերցողին մատուցվող հեղինակի մտածելակերպը։ Այս գիրքը պարունակում է ֆիզիկային, աստղագիտությանը, տիեզերագիտությանը, ինչպես նաև մտքի խիզախության հետ առնչվող պարզ հայտնություններ։

Այս գիրքը նաև Աստծո մասին է․․․ կամ թերևս՝ Աստծո բացակայության մասին։ Գրքի էջերում հաճախ է հանդիպում «Աստված» բառը։ Հոքինգը ձգտում է պատասխանել Էնշտեյնի այն նշանավոր հարցին, թե տիեզերքն արարելիս Աստված ընտրության որևէ հնարավորություն ունե՞ր։ Իր իսկ միանշանակ պնդմամբ նա փորձում է հասկանալ Աստծո բանականությունը։ Ավելի անսպասելի է եզրակացությունը, թերևս ժամանակավոր, որին հանգեցրել են հետազոտությունները։ Տիեզերքը տարածության մեջ անեզր է, ժամանակի մեջ՝ անսկիզբ և անվերջ, իսկ Արարիչն այնտեղ անելիք չունի։

Կարլ Սագան

Կորնելի համալսարան, Իթակա, Նյու Յորք

Մեր պատկերացումները տիեզերքի մասին

Հանրահայտ մի գիտնական (ըստ ոմանց դա եղել է Բերտրան Ռասելը) հանրամատչելի դասախոսություն էր կարդում աստղագիտության մասին։ Նա նկարագրում էր, թե ինչպես է երկիրը պտտվում բազմաքանակ աստղերի կույտի՝ մեր գալակտիկայի կենտրոնի շուրջը։ Դասախոսության ավարտին վերջին շարքերից մի փոքրամարմին ծեր կին ոտքի կանգենց և հայտարարեց․ «Ինչ որ դուք ասացիք՝ անմտություն է։ Երկիրն իրականում մի հարթ ափսե է՝ հենված հսկա կրիայի մեջքին։ Գիտնականը ներողամտորեն ժպտաց և հարցրեց․ «Իսկ ինչի՞ վրա է դրված այդ հսկա կրիան»։ «Դուք շատ խորամանկն եք, երիտասարդ, շատ խորամանկը», ― ասաց ծեր կինը, ― բայց չէ՞ որ ամենուրեք իրար վրա դրված հսկա կրիաներ կան»։

Մարդկանց մեծամասնությունը ծիծաղելի կհամարի մեր տիեզերքի՝ որպես հսկա կրիաներից կազմված անսահմանափակ աշտարակի մասին պատկերացումը, սակայն ո՞վ ասաց, որ մենք ավելին գիտենք։

Մենք ի՞նչ գիտենք տիեզերքի մասին և որտեղի՞ց գիտենք։ Ինչպե՞ս է առաջացել տիեզերքը և ո՞ւր է գնում։ Տիեզերքն ունեցե՞լ է սկիզբ և, եթե այո, ապա դրանից առաջ ի՞նչ է եղել։ Ի՞նչ բան է ժամանակը։ Արդյոք երբևէ նա վերջ կունենա՞։ Ֆիզիկայի ժամանակակից նվաճումները, որոնք մասամբ իրականություն են դարձել արտակարգ նոր տեխնոլոգիաների օգնությամբ, այսօր հնարավոր են դարձնում առաջարկել այդ մշտական հարցերի մի մասի պատասխանները։ Մի օր այս պատասխանները կարող են նույնքան ակներև թվալ, որքան երկրի պտույտն արևի շուրջ, կամ գուցե նույնքան արտառոց, որքան հսկա կրիաների աշտարակը։ Դա լոկ ժամանակը ցույց կտա, ինչ էլ որ այն լինի։

Դեռևս մեր թվարկությունից առաջ՝ 340 թ֊վին հույն փիլիսոփա Արիստոտելն իր «Երկնքի մասին» գրքում երկու ծանրակշիռ փաստեր է բերել այն մասին, որ երկիրն ավելի շուտ գնդաձև է, քան հարթ ափսե։ Առաջին․ Արիստոտելը գտնում էր, որ լուսնի խավարումներն առաջանում են արևի և լուսնի միջև երկրի հայտնվելու հետևանքով։ Երկրի ստվերը լուսնի վրա միշտ կլոր էր, ինչը վկայում է երկրի գնդաձև լինելու մասին։ Եթե երկիրը լիներ հարթ սկավառակ, ապա նրա ստվերը կլիներ երկարացած ու էլիպսաձև, բացառությամբ եթե խավարումները մշտապես տեղի ունենային, երբ արևը լիներ սկավառակի ուղիղ կենտրոնի հետևում։ Երկրորդ․ ծովագնացությունից հույներին հայտնի էր, որ Հյուսիսային աստղը երկնքում ավելի ցածր է երևում հարավային և ավելի բարձր՝ հյուսիսային շրջաններից դիտելիս։ (Քանի որ Հյուսիսային աստղը գտնվում է հյուսիսային բևեռի վերևում, ապա այն հյուսիսային բևեռից դիտողին երևում է անմիջապես գլխավերևում, մինչդեռ հասարակածից դիտողի համար այն հայտնվում է ուղիղ հորիզոնում)։ Եգիպտոսում և Հունաստանում Հյուսիսային աստղի դիրքերի ակնհայտ տարբերությունից ելնելով, Արիստոտելը նույնիսկ գնահատեց գնդաձև երկրի շրջագծի երկարությունը՝ 400.000 ստադիա։ Թե որքան է ստադիան, ճշգրիտ չգիտենք, դա կարող էր լինել մոտավորապես 200 յարդ, որով երկրի արիստոտելյան շրջագիծը 2 անգամ մեծ է ստացվում այսօր ընդունված թվից։ Հույները երկրի գնդաձև լինելու մասին ունեին երրորդ ապացույցը ևս․ ինչո՞ւ մարդ ափին մոտեցող նավի նախ առագաստը տեսնում հորիզոնում, ապա միայն՝ իրանը։

Ըստ Արիստոտելի, երկիրն անշարժ է, իսկ արևը, լուսինը, մոլորակները և աստղերը շրջանաձև պտտվում են նրա շուրջ։ Նա հավատում էր դրան, որովհետև կրոնական դրդապատճառներով համարում էր, որ երկիրը գտնվում է տիեզերքի կենտրոնում, իսկ շրջանաձև շարժումն ամենակատարյալն է։ Մ․թ․ II դարում Պտղոմեոսն այս գաղափարից բխեցրեց իր ամբողջական տիեզերագիտական մոդելը։ Ըստ այդ մոդելի՝ երկիրը գտնվում է տիեզերքի կենտրոնում՝ շրջապատված 8 ոլորտներով, որոնցում գտնվում են լուսինը, արևը, աստղերը և այն ժամանակ հայտնի հինգ մոլորակները՝ Մերկուրին, Վեներան, Մարսը, Յուպիտերը և Ստուռնը (նկ․ 1.1): Մոլորակներն իրենք պտտվում են ավելի փոքր ուղեծրերով, կապված մնալով իրենց համապատասխան ոլորտներին, սրանով էր բացատրվում մոլորակների՝ երկնքի դիտարկումներից բացահայտված բավականին բարդ ուղին։ Ամենահեռավոր ոլորտում գտնվում են, այսպես կոչված, սևեռված աստղերը, որոնք միմյանց նկատմամբ միշտ մնում են նույն դիրքում, բայց միասին պտտվում են երկնակամարում։ Թե ինչ կար վերջին ոլորտից այն կողմ, այնքան էլ հստակ չէր, բայց այն՝ իհարկե, մարդու համար դիտարկելի տիեզերքից դուրս էր։

Պտղոմեոսի մոդելն իրենից ներկայացնում էր բավականին ճշգրիտ մեթոդ, որով կարելի էր կանխագուշակել երկնային մարմինների դիրքը։ Սակայն այդ դիրքերը ճշգրիտ գուշակելու համար նա ստիպված էր ենթադրել, որ լուսնի հետագիծն այնպիսին է, որ երբեմն այն երկու անգամ ավելի մոտ է հայտնվում երկրին, քան սովորաբար։ Եվ դրանից հետևում է, որ լուսինը երբեմն երկու անգամ մեծ պիտի երևար սովորականից։ Պտղոմեոսը նկատեց այդ այդ թերությունը, որով հանդերձ, սակայն, մոդելը չնայած ոչ համընդհանուր, բայց լայն ընդունելություն գտավ։ Քրիստոնեական եկեղեցին նույնպես ընդունեց այն, քանի որ տիեզերքի այդ պատկերը համապատասխանում էր Աստվածաշնչին, ընդ որում, մեծ առավելություն ուներ, որ սևեռված աստղերի ոլորտից այն կողմ տեղ էր մնում նաև դժոխքի և դրախտի համար։1514֊ին ավելի պարզ մի մոդել առաջարկեց լեհ քահանա Նիկոլաս Կոպերնիկոսը։ (Սկզբում Կոպեռնիկոսն այն առաջարկեց անանուն, հավանաբար վախենալով, որ եկեղեցին հեղինակին հերետիկոս կհամարի)։ Նրա հիմնական գաղափարն այն էր, որ արևն անշարժ է և գտնվում է կենտրոնում, իսկ երկիրն ու մոլորակները պտտվում են նրա շուրջը՝ շրջանաձև ուղեծրերով։ Այս մոդելը լրջորեն ընդունվեց միայն շուրջ մեկ դար անց։ Թեև կոպեռնիկոսյան մոդելի կանխագուշակած ուղեծրերը ստույգ չէին համընկնում դիտարկումներին, երկու նշանավոր ասղագետներ՝ գերմանացի Յոհան Կեպլերն ու Իտալացի Գալիլեո Գալիլեյը հրապարակայնորեն պաշտպանեցին այն։ 1609֊ին արիստոտելյան֊պտղոմեոսյան տեսությունները կործանիչ հարված ստացան։ Այդ տարում նոր հայտնագործված հեռադիտակով Գալիլեոն սկսեց դիտարկել գիշերային երկնակամարը։ Նա, դիտելով Յուպիտերը, նկատեց, որ այն շրջապատված է մի քանի արբանյակներով կամ լուսիններով, որոնք պտտվում են նրա շուրջ։ Սա նշանակում էր, որ ոչ բոլոր մարմիններն են պտտվում երկրի շուրջ, ինչպես մտածում էին Արիստոտելն ու Պտղոմեոսը։ (Իհարկե, դեռ հնարավոր էր ենթադրել, որ երկիրը անշարժ է տիեզերքի կենտրոնում, իսկ Յուպիտերի լուսինները ծայրահեղ բարդ հետագծով պտտվում են երկրի շուրջ՝ տպավորություն ստեղծելով, թե դրանք պտտվում են Յուպիտերի շուրջ։ Սակայն Կոպեռնիկոսի տեսությունը շատ ավելի պարզ էր)։ Այդ նույն ժամանակ Յոհան Կեպլերը ձևափոխելով Կոպեռնիկոսի տեսությունը, առաջարկեց, որ մոլորակները պտտվում են ոչ թե շրջանաձև, այլ էլիպսաձև ուղեծրերով (էլիպսը ձգած շրջանագիծ է)։ Կանխագուշակված ուղեծրերն այդպիսով վերջնականապես համընկան դիտարկումներին։

Ինչ վերաբերում է Կեպլերի էլիպսաձև ուղեծրին, ապա այն պարզապես պատահական հիպոթեզ էր և այդ իսկ պատճառով՝ անընդունելի, քանի որ էլիպսը նվազ կատարյալ էր, քան շրջանագիծը։ Բոլորովին պատահաբար հայտնագործելով, որ էլիպսաձև շարժումը լավ համընկնում է դիտարկումներին, նա չկարողացավ էլիպսաձև ուղեծրի պատկերացումը համաձայնեցնել իր այն տեսակետի հետ, համաձայն որի մոլորակներն արևի շուրջ պտտվում են մագնիսական ուժերի ազդեցության տակ։

Այս հարցն իր բացատրությունն ստացավ շատ ուշ՝ 1687֊ին, երբ Իսահակ Նյուտոնը հրատարակեց ֆիզիկական գիտությունների բնագավառում գրված թեևս իր ամենակարևոր, եզակի աշխատությունը՝ «Բնափիլիսափայության մաթեմատիկական հիմունքները»։ Այստեղ Նյուտոնը ոչ միայն առաջադրում էր տարածության և ժամանակի մեջ մարմինների շարժման տեսությունը, այլև զարգացնում էր այն բարդ մաթեմատիկական ապարատը, որը հարկավոր էր դրանց շարժման վերլուծության համար։ Ի լրումն դրա, Նյուտոնը սահմանեց տիեզերական ձգողության օրենքը, ըստ որի տիեզերքում յուրաքանչյուր մարմին իրեն է ձգում այլ մարմնի այնպիսի ուժով, որն այնքան մեծ է, որքան մեծ են մարմինների զանգվածները և փոքր՝ նրանց միջև հեռավորությունը։ Այդ նույն ուժն է նաև մարմինների՝ գետին ընկնելու պատճառը։ (Այն պատմությունը, թե իբր Նյուտոնը ներշնչվել է, երբ խնձորն ընկել է իր գլխին, իհարկե, մտացածին է։ Այն ինչ երբևէ Նյուտոնն ասել է այդ մասին, այն է, որ ձգողական ուժի գաղափարն իր մտքում ծագել է, երբ ինքը նստած էր «հայեցողական տրամադրությամբ» և «դրա առիթը խնձորի ընկնելն էր»)։ Նյուտոնը հետո ցույց տվեց, որ, իր օրենքի համաձայն, ձգողության ուժն է լուսնի՝ երկրի շուրջ էլիպսաձև ուղեծրով պտտվելու և երկրի ու մոլորակների՝ իրենց հերթին արևի շուրջ էլիպսաձև հետագծով պտտվելու պատճառը։

Կոպեռնիկոսյան մոդելը վերջ տվեց երկրի շուրջ պտտվող ոլորտների և միաժամանակ տիեզերքի որոշակի բնական սահմանների գոյության Պտղոմեոսի պատկերացումներին։ Քանի որ պարզվեց, որ «անշարժ աստղերը» իրենց դիրքը չեն փոխում միմյանց նկատմամբ, այլ միայն տարուբերվում են երկնքում, իսկ դրա պատճառը երկրի պտույտն է իր առանցքի շուրջ,^[2] ապա բնական էր ենթադրել, որ անշարժ աստղերը ոչ այլ ինչ են, եթե ոչ մեր արևին նման մարմիններ, որոնք, սակայն, չափազանց հեռու են երկրից։

Նյուտոնը հասկացավ, որ, ձգողության իր տեսության համաձայն, աստղերը պետք է միմյանց ձգեն, հետևաբար չեն կարող անշարժ մնալ։ Հնարավո՞ր է արդյոք, որ աստղերը մի օր միասին ընկնեն։ 1691 թվականին իր ժամանակի առաջավոր մտածողներից մեկին՝ Ռիչարդ Բենտլիին ուղղած նամակում Նյուտոնը փաստարկում է, որ դա հնարավոր է միայն այն դեպքում, եթե տիեզերական որոշակի տարածության մեջ բաշխված լինեն միայն որոշակի թվով աստղեր։ Սակայն, մյուս կողմից, վիճարկում է նա, եթե աստղերի թիվն անսահման է և դրանք այս կամ այն կանոնավորությամբ բաշխված են անսահման տարածության մեջ, ապա նման բան տեղի ունենալ չի կարող, քանի որ չի կարող գոյություն ունենալ որևէ կենտրոն, որտեղ աստղերն ընկնեին։

Այս տեսակ փաստարկը որոգայթի մի օրինակ է, որին բախվում են անսահմանության մասին խոսելիս։

Սահման չունեցող տիեզերքում ամեն կետ կարող է դիտարկվել որպես կենտրոն, քանի որ նրանցից յուրաքանչյուրը բոլոր կողմերից շրջապատված է անսահման թվով աստղերով։ Ճիշտ կլինի, ինչպես շատ ավելի ուշ պարզվեց, ենթադրել մի որոշակի իրավիճակ, երբ բոլոր աստղերն ընկնում են միմյանց վրա և ապա հարց տալ, թե ի՞նչ կպատահի, եթե նոր աստղեր ավելացնենք, որոնք, մոտավորապես, կանոնավոր կերպով բաշխվեն այդ տարածքից դուրս։ Համաձայն Նյուտոնի ձգողականության օրենքի, հավելյալ աստղերը միջին հաշվով որևէ տարբերություն չեն առաջացնի սկզբնական աստղերի համար, և աստղերը կշարունակեն առաջվա արագությամբ ընկնել։ Մենք կարող ենք աստղերի կամայական քանակ ավելացնել, բայց նրանք միշտ կշարունակեն իրենք իրենց կոլապսվել։ Այժմ մենք արդեն գիտենք, որ անհնարին է ունենալ անսահման կայուն տիեզերքի մի մոդել, որում գրավիտացիոն ուժը մշտապես ձգողական լինի։

Չափազանց հետաքրքրական է այն փաստը, որ մինչև XX դարի սկիզբը մարդկային մտածողությունը հնարավոր չի համարել, որ տիեզերքը կարող է ընդարձակվել կամ սեղմվել։ Սովորաբար ընդունվել է, որ տիեզերքը կամ ընդմիշտ գոյություն է ունեցել այժմյան անփոփոխ վիճակով, կամ ստեղծվել է անցյալում, որոշակի ժամանակում, մոտավորապես այն նույն ձևով, ինչպես այսօր տեսնում ենք։ Այսպիսի մոտեցումը մասամբ արդյունք է այն բանի, որ ժողովուրդը ձգտում է հավիտենական ճշմարտություններին և, թերևս, մխիթարվում է, մտածելով, որ թեև մարդը ծերանում է և մահանում, սակայն տիեզերքն անփոփոխ է և հավիտենական։

Նույնիսկ նրանք, ովքեր գիտակցում էին, որ ըստ Նյուտոնի ձգողության տեսության տիեզերքը չի կարող կայուն լինել, չէին մտածում, որ այն կարող է ընդարձակվել։ Ընդհակառակը, փորձում էին տեսությունը բարեփոխել այնպես, որ շատ մեծ հեռավորությունների վրա գրավիտացիոն ուժը դառնար վանողական։ Այս մոտեցումը էականորեն չէր ազդում մոլորակների շարժումների վերաբերյալ եղած ենթադրությունների վրա, բայց թույլ էր տալիս, որպեսզի անորոշ թվով աստղերի բազմությունը մնար հավասարակշռության մեջ՝ իրար մոտ գտնվող աստղերի միջև գործող ձգողական ուժերի և իրարից շատ հեռու գտնվող աստղերի միջև գործող վանողական ուժերի համակշռման շնորհիվ։ Սակայն մենք այսօր համոզված ենք, որ այդպիսի հավասարակշռությունը կայուն պիտի լինի։ Եթե որևէ տիրույթում աստղերը միմյանց մի փոքր ավելի մոտենան, ապա նրանց միջև կմեծանան ձգողական ուժերը և կգերակշռեն վանողական ուժերին, և աստղերը կշարունակեն ընկնել միմյանց վրա։ Մյուս կողմից, եթե աստղերը միմյանցից մի փոքր հեռանան, ապա կգերակշռեն վանողական ուժերը և նրանց կմղեն ավելի հեռու։

Անսահման կայուն տիեզերքի պատկերացման դեմ հանդես եկավ գերմանացի փիլիսոփա Հայնրիխ Օլբերսը 1823֊ին։ Իրականում Նյուտոնի ժամանակակիցներից շատերը արծարծել էին այդ հարցը, և չի կարելի ասել, որ Օլբերսի հոդվածն առաջինն էր, որտեղ համոզիչ փաստեր էին բերվում անսահման կայուն տիեզերքի մոդելի դեմ։ Սակայն նրա հոդվածն առաջինը լայն ճանաչման արժանացավ։ Բանն այն է, որ անսահման կայուն տիեզերքում յուրաքանչյուր տեսանելի գիծ համարյա պիտի վերջանա աստղի մակերևույթի վրա։ Հետևաբար, կարելի էր ենթադրել, որ ամբողջ երկնակամարը նույնիսկ գիշերը պետք է փայլեր այնպես, ինչպես արևը։ Օլբերսի հակափաստարկն այն էր, որ հեռավոր աստղերից եկող լույսը պետք է թուլանա՝ կլանվելով միջաստղային տարածությունը լցնող նյութի կողմից։ Մինչդեռ, եթե դա տեղի ունենար, ապա այն կլանող նյութը պիտի այնքան տաքանար, որ շիկանար ու փայլեր աստղերի նման։ Գիշերային երկնակամարի՝ արևի պայծառությամբ լուսավորված լինելու եզրակացությունից խուսափելու համար մնում էր ենթադրել, որ ստղերը ոչ թե մշտապես են փայլում, այլ բռնկվել են լոկ անցյալի որոշակի ժամանակում։ Հետևաբար, կամ կլանող նյութը դեռևս չի տաքացել, կամ հեռավոր աստղերի լույսը դեռ մեզ չի հասել։ Այսպիսով, հարց առաջացավ, թե ի՞նչն է աստղերի բռնկման պատճառը։

Անշուշտ, սրանից շատ ավելի վաղ է քննարկվել տիեզերքի սկզբնավորման հարցը։ Համաձայն մի շարք վաղ անցյալի տիեզերագետների և ըստ հրեա/քրիստոնյա/մահմեդական ավանդության, տիեզերքը սկիզբ է առել ոչ շատ հեռավոր անցյալ ժամանակում։ Այդպիսի սկզբնավորման փաստարկներից մեկը տիեզերքի գոյությունը բացատրելու համար «Սկզբնական պատճառ» գտնելու մարդկային մղումն էր։ (Հայտնի բան է՝ մենք միշտ մի դեպքը բացատրում ենք որպես նախորդ դեպքի հետևանք, ուստի այդ եղանակով իր իսկ՝ տիեզերքի գոյությունը բացատրելի է դառնում, եթե այն միայն որոշակի սկիզբ ունենա)։ Մեկ այլ պատճառ է բերում սբ․ Օգոստինոսն իր «Աստծո քաղաքը» գրքում։ Նա նշում էր, որ քաղաքակրթությունն առաջադիմում է, և մենք միշտ հիշում ենք, թե ով է այս կամ այն գործի հեղինակը, կամ ով է մշակել տվյալ մեթոդը։ Հետևաբար, ինչպես մարդը, այնպես էլ հավանաբար տիեզերքը, կարող են գոյություն ունենալ շատ վաղուցվանից։ Աբ․ Օգոստինոսը գտնում է, որ տիեզերքը արարվել է մեր թվարկությունից առաջ5000 թվականին՝ ըստ Ծննդոց գրքի։ (Հետաքրքրական է, որ դա շատ հեռու չէ վերջին Սառցի դարաշրջանի ավարտից՝ մ․թ․ա․ 10.000 թվականից, երբ, համաձայն հնագետների, քաղաքակրթությունն իրապես սկսվել է)։

Մյուս կողմից սակայն, Արիստոտելը և հույն մյուս փիլիսոփաներից շատերը կողմնակից չէին արարչագործության գաղափարին, որովհետև դա շատ էր հիշեցնում ինչ֊որ աստվածային միջամտություն։ Նրանք հավատում էին, որ մարդկությունը և նրան շրջապատող աշխարհը միշտ գոյություն են ունեցել և գոյություն կունենան ընդմիշտ։ Իհարկե, հին հույները հաշվի էին առնում վերևում նկարագրված քաղաքակրթության և զարգացման փաստը և պատասխանում էին դրան, ասելով, որ պարբերաբար տեղի ունեցող ջրհեղեղներն ու այլ աղետները մարդկությանը շարունակաբար ետ են մղել դեպի քաղաքակրթության սկիզբը։

Հետագայում այն հարցին, թե տիեզերքն ունի՞ սկիզբ ժամանակի մեջ և սահմանափակվա՞ծ է արդյոք տարածության մեջ, անդրադարձել է փիլիսոփա Իմանուիլ Կանտն իր հիմնարար (և շատ խրթին) «Զուտ բանականության քննադատություն» գրքում,^[3] որը լույս է տեսել 1781֊ին։

Կանտն այս հարցերն անվանում է մաքուր բանականության անտինոմիաներ (այսինքն՝ հակասություններ), որովհետև նա գտնում էր, որ կան հավասարապես ընդունելի փաստարկներ և՛ այն դրույթի օգտին, թե տիեզերքն ունեցել է սկիզբ, և դրա հակադրույթի օգտին, թե տիեզերքը գոյություն է ունեցել ընդմիշտ։ Դրույթի օգտին փաստարկը հետևյալն էր․ եթե տիեզերքը սկիզբ չունենար, ապա որևէ դեպքից առաջ պետք է եղած լիներ անվերջ մի ժամանակ, ինչը, նրա կարծիքով, անհեթեթ է։ Հակադրույթի օգտին փաստարկն այն է, որ եթե տիեզերքը սկիզբ ունենար, ապա դրանից առաջ նորից անվերջ մի ժամանակ պետք է լիներ, ուրեմն, ինչո՞ւ պիտի որևէ որոշակի ժամանակում առաջանար տիեզերքը։ Ըստ էության, երկուսի էլ՝ դրույթի և հակադրույթի փաստարկները նույնն են։ Երկուսն էլ հիմնված են այն լռին ենթադրության վրա, թե, անկախ այն բանից, տիեզերքը ընդմիշտ գոյություն ունեցել է, թե ոչ, ժամանակը մշտապես եղել է։ Հետագայում մենք կտեսնենք, որ ժամանակի հասկացությունը տիեզերքի սկզբնավորումից առաջ իմաստ չունի։ Այս խնդրին առաջին անգամ անդրադարձել է սբ․ Օգոստինոսը։ Այն հարցին, թե Աստված ի՞նչ էր անում տիեզերքն ստեղծելուց առաջ, սբ․ Օգոստինոսը չպատասխանեց․ նա դժոխք էր պատրաստում նման հարցեր տվողների համար։ Փախարենը նա ասել է, որ ժամանակն Աստծո արարած տիեզերքի հատկանիշն է, և տիեզերքի սկզբնավորումից առաջ ժամանակ գոյություն չի ունեցել։

Այն ժամանակ, երբ շատ մարդիկ հավատացած էին, թե տիեզերքը հիմնականում անշարժ է և անփոփոխ, դրա սկզբնավորման հարցը, ըստ էության, մետաֆիզիկայի և աստվածաբության խնդիրն էր։ Դիտարկումները նույն հաջողությամբ կարելի էր ճիշտ գնահատել և այն տեսության հիման վրա, թե տիեզերքն ընդմիշտ գոյություն է ունեցել, և կամ ենթադրելով, թե այն շարժման մեջ է դրվել որոշակի ժամանակահատվածում այնպես, որ թվա, թե ընդմիշտ եղել է։ Բայց ահա 1929 թվականին Էդվին Հաբլը կատարեց պատմական նշանակություն ունեցող, շրջադարձային մի դիտարկում բացահայտեց, որ ինչ ուղղությամբ էլ որ նայես, հեռավոր գալակտիկաներն արագորեն հեռանում են մեզանից։ Այլ կերպ ասած, տիեզերքն ընդարձակվում է։ Իսկ դա նշանակում է, որ վաղ անցյալում մարմիններն իրար շատ մոտ են եղել։ Փաստորեն, եղել է մի ժամանակ,՝ տասը կամ քսան միլիարդ տարի առաջ, երբ բոլոր մարմինները գտնվել են ճիշտ նույն տեղում, և, հետևաբար, տիեզերքի խտությունը անսահման մեծ է եղել։ Ահա այս հայտնագործությունը տիեզերքի սկզբնավորման հարցը վերջնականապես բերեց գիտության ասպարեզ։

Հաբլի դիտարկումներից հետևեց, որ եղել է ժամանակ, որը կոչվում է Մեծ պայթյուն, երբ տիեզերքն անվերջ փոքր էր և անսահման խիտ։ Միանգամայն պարզ է, որ այսպիսի պայմաններում մեր իմացած գիտության բոլոր օրենքները, հետևաբար ապագան գուշակելու մեր ողջ կարողությունը անզոր են։ Եթե մեծ սկզբին նախորդել են այլ դեպքեր, ապա դրանք, այնուամենայնիվ, չեն կարող ազդել ներկա ժամանակում կատարվող դեպքերի վրա։ Դրանց գոյությունն անցյալում կարելի է հաշվի չառնել, որովհետև դրանք նկատելի հետքեր չեն թողել։ Կարելի է ասել, թե ժամանակը սկիզբ է առել Մեծ պայթյունից այն առումով, որ ավելի վաղ ժամանակները պարզապես հնարավոր չէ սահմանել։ Պետք է ընդգծել, որ ժամանակի այդպիսի սկզբնավորման տեսությունը շատ տարբեր է նախկինում մեր քննարկված տեսություններից։ Անփոփոխ և կայուն տիեզերքում ժամանակային սկիզբը ենթադրում է տիեզերքից դուրս գտնվող մի կեցության միջամտություն, քանի որ տիեզերքի սկզբնավորման համար որևէ ֆիզիկական անհրաժեշտություն չկար։ Կարելի է երևակայել, որ Աստված տիեզերքն ստեղծեց անցյալի բառացիորեն ցանկացած պահի։ Մինչդեռ, եթե տիեզերքն ընդարձակվում է, ապա այդպիսի սկզբնավորման համար կարող են ֆիզիկական պատճառներ լինել։ Կարելի է ենթադրել, որ Աստված տիեզերքն ստեղծեց հենց Մեծ պայթյունի ժամանակ, կամ նույնիսկ դրանից հետո, այնպես, որ մեզ թվա, թե մեծ պայթյուն է եղել։ Բայց բոլորովին անիմաստ է ենթադրել, թե տիեզերքը ստեղծվել է Մեծ պայթյունից առաջ։ Այսպիսով, ընդարձակվող տիեզերքի պատկերացումը չի բացառում արարչագործության գաղափարը, այն լոկ սահմանափակում է դրա իրականացման ժամանակահատվածը։

Տիեզերքի բնույթի մասին խոսելիս և այնպիսի հարցեր քննարկելիս, ինչպիսիք են, օրինակ, տիեզերքն արդյոք սկիզբ ու վերջ ունի՞, անհրաժեշտ է հստակ պատկերացնել, թե ինչ է գիտական տեսությունը։ Դիցուկ, մի պարզունակ մոտեցմամբ ընդունենք, որ տեսությունը տիեզերքի կամ նրա սահմանափակ մի մասի մոդելն է՝ այն կանոններով հանդերձ, որոնցով այդ մոդելի պարամետրերը հարաբերվում են մեր դիտարկումներին։ Մոդելը գոյություն ունի մեր պատկերացումներում և այլ իրականության մեջ տեղ չունի (ինչ էլ որ սա նշանակի)։ Այնուամենայնիվ, առաջարկված տեսությունը լավն է, եթե բավարարում է երկու պահանջի․ պետք է ճշգրտորեն նկարագրի մեծ թվով դիտարկումների արդյունքները՝ հիմնված լինելով միայն քիչ թվով պայմանական տարրեր պարունակող մոդելի վրա, ինչպես նաև որոշակիորեն կանխատեսի ապագա դիտարկումների արդյունքները։ Օրինակ, Արիստոտելի տեսությունն այն մասին, թե ամեն ինչ կազմված է չորս տարրերից՝ հողից, օդից, կրակից և ջրից, բավականին պարզ է և ընդունելի, սակայն այն ոչինչ որոշակիորեն կանխատեսել չի կարող։ Մյուս կողմից, Նյուտոնի ձգողականության տեսությունը հիմնվում է անհամեմատ ավելի պարզ մի մոդելի վրա, ըստ որի մարմինները միմյանց ձգում են մի ուժով, որն ուղիղ համեմատական է նրանց մեծությանը, ինչն անվանում ենք զանգված, և հակադարձ համեմատական նրանց միջև եղած հեռավորության քառակուսուն։ Այս մոդելը թույլ է տալիս մեծ ճշգրտությամբ հաշվարկել արևի, լուսնի և մոլորակների շարժումները։

Ցանկացած ֆիզիկական տեսություն միշտ ժամանակավոր է այն իմաստով, որ կազմված է միայն հիպոթեզներից, որոնք երբեք ապացուցել չի լինի։ Անկախ այն բանից, թե փորձնական տվյալները քանի անգամ են համընկել տեսական կանխատեսումների հետ, դուք երբեք չեք կարող վստահ լինել, որ հաջորդ անգամ արդյունքը չի հակասի տեսությանը։ Մյուս կողմից, տեսության կանխատեսմանը հակասող մի դեպքն անգամ բավական է, որպեսզի դուք այն հերքեք։ Հետաքրքրական է փիլիսոփա Կարլ Պոպերի գնահատականը․ նա գտնում է, որ իրապես լավ տեսությունը բնութագրվում է նրանով, որ բազմաթիվ կանխատեսումներ է անում, որոնք սկզբունքորեն կարող են չհաստատվել կամ մերժվել՝ դիտարկումներով։ Երբ ամեն մի նոր փորձ համընկնում է տեսական կանխատեսմանը, ապա տեսությունը պահպանվում է, և նրա նկատմամբ մեր վստահությունն աճում է, բայց հենց մի նոր փաստ հակասի տեսությանը, մենք անհապաղ հրաժարվում կամ վերափոխում ենք տեսությունը։ Իհարկե, դա այդպես է, սակայն չպետք է մոռանալ, որ միշտ կարելի է կասկածի տակ դնել նաև փորձը կատարողի բանիմացությունը։

Գործնականում, ինչը հաճախ է պատահում, նոր տեսությունը սովորաբար նախորդի այս կամ այն չափով ընդլայնումն է։ Օրինակ, Մերկուրի մոլորակի համար ճշգրիտ չափումները ցույց տվեցին, որ մի փոքր տարբերություն կա Նյուտոնի ձգողականության տեսության հիման վրա արված կանխատեսումների և մոլորակի դիտարկված շարժման միջև։ Էնշտեյնի հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը կանխատեսում էր շարժման այդպիսի փոքր շեղում՝ ի հակադրություն Նյուտոնի տեսության։ Հենց այն փաստը, որ Էնշտեյնի տեսությունը կանխատեսեց այն, ինչը դիտարկվեց, իսկ Նյուտոնի տեսությունը չկարողացավ դա անել, եղավ նոր տեսության հաջողության և ընդունման հիմնական պատճառներից մեկը։ Այնուամենայնիվ, մենք դեռես գործնականում լայնորեն օգտվում ենք Նյուտոնի տեսությունից, որովհետև սովորական պայմաններում, ինչի հետ մենք առնչվում ենք, երկու տեսությունների կանխատեսումների միջև քանակական տարբերությունները փոքր են։ (Նյուտոնի տեսությունը մի մեծ առավելություն ունի Էնշտեյնի տեսության նկատմամբ, այն անհամեմատ պարզ է)։

Ի վերջո, գիտության նպատակն է ստեղծել մի միասնական տեսություն, որն ի վիճակի լինի նկարագրել ամբողջ տիեզերքը։ Պետք է ասել, սակայն, որ գիտնականներից շատերն այդ խնդիրը բաժանում են երկու մասի։ Առաջինն այն օրենքներն են, որոնք նկարագրում են տիեզերքի փոփոխությունը ժամանակի ընթացքում։ (Ընդ որում, եթե մենք իմանանք, թե որևէ պահի ինչի է նման տիեզերքը, ապա ֆիզիկայի այդ օրենքները մեզ կհուշեն, թե ինչի կնմանվի այն որոշ ժամանակ անց)։ Երկրորդը տիեզերքի նախնական վիճակի խնդիրն է։ Ոմանց կարծիքով գիտությունը պետք է զբաղվի միայն առաջին մասին վերաբերող հարցերով, իսկ սկզբնական վիճակի խնդիրը վերաբերում է մետաֆիզիկայի կամ կրոնի ոլորտին։ Ասում են՝ ամենակարող Աստված կարող էր տիեզերքը շարժման մեջ դնել ըստ ցանկության։ Թող այդպես լինի, բայց չէ՞ որ այդ դեպքում կարող էր նաև ցանկացած ձևով նախանշել տիեզերքի զարգացման կամայական ուղի։ Բայց, ինչպես երևում է, ընտրությունն այնպես է կատարվել, որ տիեզերքը զարգանում է խիստ կանոնավոր ձևով, որոշ օրենքների համաձայն։ Ուստի, նույնքան տրամաբանական է ենթադրել, որ կան նաև սկզբնական վիճակը կառավարող օրենքներ։

Այնուամենայնիվ, պարզվում է, որ շատ դժվար է ստեղծել այնպիսի տեսություն, որը տիեզերքը նկարագրեր համապարփակ և միանշանակ ձևով։ Այն ստեղծելու փոխարեն մենք ստիպված հիմնախնդիրը բաժանում ենք մասերի և ստեղծում մի շարք մասնակի տեսություններ։ Մասնակի տեսություններից յուրաքանչյուրը նկարագրում և կանխատեսում է սահմանափակ դասի պատկանող որոշակի դիտարկումներ՝ անտեսելով այլ մեծությունների ազդեցությունները, կամ դրանք ներկայացնելով, որպես պարզ թվերի հավաքածու։ Այս մոտեցումը, թերևս, սխալ է ամբողջովին։ Եթե տիեզերքում ամեն ինչ սկզբունքորեն կախված է ամեն ինչից, ապա մասնակի և մեկուսացած ուսումնասիրությունների օգնությամբ հազիվ թե հնարավոր լինի նույնիսկ մոտենալ հիմնախնդրի ամբողջական լուծմանը։ Այնուամենայնիվ, հենց այդ եղանակով գիտությունը մեծ հաջողությունների է հասել անցյալում։ Դասական օրինակը դարձյալ Նյուտոնի ձգողականության տեսությունն է, համաձայն որի, երկու մարմինների միջև գործող ձգողական ուժը կախված է այդ մարմիններից յուրաքանչյուրին նկարագրող թվերից՝ նրանց զանգվածներից, բայց բոլորովին անկախ է այն բանից, թե այդ մարմիններն ինչ նյութից են կազմված։ Հետևաբար՝ արևի և մոլորակների ուղեծրերը հաշվելու համար մեզ հարկավոր չէ տեսություն ունենալ նրանց կառուցվածքի և կազմության մասին։

Այսօր գիտնականները տիեզերքը նկարագրում են հիմնականում երկու մասնակի տեսությունների՝ հարաբերականության ընդհանուր տեսության և քվանտային մեխանիկայի օգնությամբ։ Դրանք XX դարի առաջին կեսի մարդկային մտքի խոշոր նվաճումներն են։ Հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը նկարագրում է տիեզերական ձգողության ուժն ու տիեզերքի լայնամասշտաբ կառուցվածքը․ մի քանի մղոնից մինչև միլիոն միլիոն միլիոն միլիոն մղոն (1 000000 000000 000000 000000) դիտարկելի տիեզերքի չափի սահմաններում։ Մյուս կողմից քվանտային մեխանիկան զբաղվում է այնպիսի երևույթներով, որոնք տեղի են ունենում չափազանց փոքր մասշտաբներում, ինչպիսին է, օրինակ, դյույմի միլիոն միլիոներորդ մասը (0.000000 000001): Դժբախտաբար, սակայն, այսօր հայտնի է, որ այս երկու տեսություններն անհամատեղելի են, այսինքն՝ երկուսով միաժամանակ ճիշտ լինել չեն կարող։ Ժամանակակից ֆիզիկայի ջանքերից գլխավորը և այս գրքի հիմնական խնդիրն է ստեղծել մի տեսություն, որը միավորի այդ երկու տեսությունները՝ քվանտային և ձգողականության։ Այսօր մենք այդպիսի տեսություն դեռ չունենք և երկար ճանապարհ պիտի անցնել այն ստեղծելու համար, սակայն մենք արդեն գիտենք այն բազմաթիվ հատկությունները, որոնք պետք է ունենա այդպիսի միասնական տեսությունը։ Հետագա գլուխներում մենք կտեսնենք, որ արդեն որոշ չափով գաղափար ունենք այն կանխատեսումների մասին, որ կարող է անել ձգողության քվանտային տեսությունը։

Այժմ, եթե դուք հավատում եք, որ տիեզերքը կամայական չէ և ղեկավարվում է որոշակի օրենքներով, ստիպված ենք ի վերջո մասնակի տեսությունները միաձուլել մի կատարյալ միասնական տեսության մեջ, որը կարողանա նկարագրել տիեզերքում տեղի ունեցող ամեն ինչը։ Սակայն կատարյալ միասնական տեսության մեր որոնումն իր մեջ պարունակում է մի հիմնարար պարադոքս։ Երբ մենք խոսում էինք գիտական տեսությունների մասին, լռելյայն ենթադրում էինք, որ մենք բանիմաց, խելացի էակներ ենք, և եթե ցանկանանք, կարող ենք ազատորեն դիտարկել տիեզերքն ու հանգել տրամաբանական եզրակացությունների։ Այսպիսի պայմանների առկայության դեպքում հնարավոր է ենթադրել, որ մենք աստիճանաբար կմոտենանք տիեզերքը կառավարող օրենքների ըմբռնմանը։ Եթե իրոք գոյություն ունի կատարյալ միասնական տեսություն, ապա այն ևս հավանաբար կարող է կողմնորոշել մեր գործողությունները։ Այսպիսով, հենց տեսությունն ինքը կորոշի մեր որոնումների ելքը։ Իսկ որտեղի՞ց իմանանք, թե տվյալ փաստերը մեզ ճիշտ եզրակացությունների կհանգեցնեն։ Մի՞թե նույնքան հնարավոր չէ, որ դրանք մեզ սխալ եզրահանգումների հանգեցնեն և կամ ոչ մի եզրահանգման չհանգեցնեն ընդհանրապես։

Միակ պատասխանը, որ ես կարող եմ տալ այս հարցին, հիմնված է Դարվինի՝ տեսակների բնական ընտրության սկզբունքի վրա։ Բանն այն է, որ կենդանի օրգանիզմների ինքնավերարտադրվող որևէ հանրույթի մեջ կարող են լինել գենետիկական նյութի փոփոխություններ և հանգեցնել նոր անհատականությունների առաջացման։ Այդ փոփոխությունների շնորհիվ որոշ անհատներ ավելի պիտանի կլինեն մյուսներից՝ շրջապատող աշխարհի մասին ճիշտ եզրահանգումներ անելու և համապատասխան կերպով գործելու առումով։ Այդպիսի անհատները լավագույնս կգոյատևեն, կվերարտադրվեն, և կտիրապետեն նրանց վարքագծին ու մտածողությանը։ Ճշմարիտ է, որ անցյալում բանականությունը և գիտական հայտնագործությունը եղել են գոյատևման բարենպաստ պայմանների երաշխիք։ Սակայն չի կարելի վստահորեն ասել, որ դա այդպես է նաև այսօր․ հնարավոր է, որ մեր գիտական հայտնագործությունները մեզ բոլորիս կործանեն, իսկ եթե դա չպատահի էլ, ապա կատարյալ միասնական տեսությունը թերևս որևէ դեր չխաղա մեր գոյատևման հարցում։ Այդուհանդերձ, եթե իրոք տիեզերքը զարգանում է կանոնավոր ձևով, ուրեմն կարելի է ակնկալել, որ բնական ընտրության շնորհիվ մեր մեջ զարգացող տրամաբանելու ընդունակությունը կօգնի միասնական տեսության մեր որոնումներում, որպեսզի սխալ եզրահանգումներ չանենք։

Քանի որ արդեն մեր ունեցած մասնակի տեսություններն այսօր բավարար են ճշգրիտ կանխատեսումներ անելու համար բոլոր իրավիճակների մասին, բացի ծայրահեղներից, ապա, թվում է, դժվար կլինի գործնականորեն արդարացնել այն որոնումները, որոնց նպատակն է տիեզերքի վերջնական մեկ տեսություն մշակելը։ (Պետք է նշել, որ նման փաստարկներ կարելի է բերել հարաբերականության ընդհանուր տեսության և քվանտային մեխանիկայի կապակցությամբ, այնինչ այդ տեսությունները մեզ տվին միջուկային էներգիա և միկրոէլեկտրոնիկա)։ Հնարավոր է, հետևաբար, որ կատարյալ միասնական տեսությունը չնպաստի մեր տեսակների գոյատևմանը։ Այն կարող է նաև ազդել մեր կենսակերպի վրա։ Սակայն քաղաքակրթության սկզբից ի վեր մարդը չի գոհացել չկապակցված և անբացատրելի դեպքերը դիտելով։ Նա միշտ ծարավի է եղել և ցանկացել է հասկանալ աշխարհի թաքնված կարգուկանոնի էությունը։ Այսօր, ինչպես միշտ, ձգտում ենք իմանալ, թե մենք ինչո՞ւ ենք այստեղ և որտեղի՞ց ենք գալիս։ Գիտելիքի հանդեպ մարդկության ցուցաբերած խորը հետաքրքրասիրութունը արդարացնում է մեր շարունակական որոնումները։ Եվ մեր նպատակն է առնվազն լրիվ և կատարյալ պատկերացում ունենալը տիեզերքի մասին, որտեղ մենք ապրում ենք։

Տարածություն և ժամանակ

Մարմինների շարժման մասին մեր արդի գիտելիքները գալիս են Գալիլեոյից և Նյուտոնից։ Ավելի վաղ իշխել է արիստոտելյան մտածողությունը, ըստ որի մարմնի բնական վիճակ համարվել է նրա դադարի վիճակը, իսկ մարմինը կարող է շարժվել միայն նրա վրա ուժի կամ ազդակի գործողության դեպքում։ Սրանից հետևում էր, որ ծանր մարմինն ավելի շուտ պիտի ընկնի գետին, քան թեթևը, որովհետև այն ավելի մեծ ուժով է ձգվում երկրի կողմից։

Արիստոտելյան ավանդության համաձայն, տիեզերքը կառավարող բոլոր օրենքները հնարավոր է ճանաչել զուտ բանականությամբ և պետք չէ դրանք փորձել ստուգել։ Գալիլեոյից առաջ ոչ ոքի մտքով չէր անցել ստուգել, թե իրո՞ք տարբեր կշիռ ունեցող մարմինները տարբեր արագություններով են ընկնում։ Ասում են, իբր, Գալիլեոն Արիստոտելի սխալը ցույց է տվել Պիզայի թեք աշտարակից տարբեր կշիռ ունեցող մարմիններ վայր գցելով։ Իհարկե, այս պատմությունը ճիշտ չէ, բայց Գալիլեոն համարժեք մի փորձ կատարել է․ տարբեր կշիռ ունեցող գնդիկներ է գլորել ողորկ մակերեսով թեքության վրայով։ Այստեղ իրավիճակը նույնն է, ինչ ուղղաաձիգ անկման դեպքում, սակայն դիտարկումն ավելի հեշտ է, որովհետև գնդիկները դանդաղ են շարժվում։ Գալիլեոյի չափումներից պարզվել է, որ գնդիկների արագության փոփոխությունն ըստ ժամանակի հաստատուն է բոլոր գնդիկների համար, անկախ նրանց կշռից։ Դիցուք, եթե թեքությունն այնպիսին է, որ յուրաքանչյուր տասը մետրի վրա այն նվազում է տասը մետրով, ապա, անկախ գնդիկի ծանրությունից, նրա արագությունը շարժման սկզբից մեկ վայրկյան հետո կլինի մեկ մետր վայրկյանում, երկու վայրկյան հետո՝ երկու մետր վայրկյանում, և այդպես շարունակ։ Այն փաստը, որ կապարե մարմինն ավելի արագ է ընկնում, քան փետուրը, բացատրվում է նրանով, որ փետուրի անկումը դանդաղում է օդի դիմադրության պատճառով։ Եթե ներքև գցվեն երկու մարմին, որոնց համար օդի դիմադրությունը մեծ չէ, ինչպես երկու տարբեր կապարե գնդերի դեպքում, նրանք կընկնեն միևնույն արագությամբ։

Գալիլեոյի տվյալները Նյուտոնն օգտագործեց որպես հիմք՝ շարժման իր օրենքները ձևակերպելու համար։ Գալիլեոյի կատարած փորձի ընթացքում մարմինը, թեքությունն ի վար գլորվեիս, ենթարկվում է միևնույն ուժի (իր ծանրության) ազդեցությանը, և հետևանքը լինում է նրա հաստատուն արագացումը։ Նախկինում կարծում էին, թե ուժի դերը լոկ մարմինը շարժման մեջ դնելն է։ Գալիլեոն ցույց տվեց, սակայն, որ ուժի իրական ազդեցությունն այն է, որ միշտ փոխի մարմնի արագությունը։ Նա ցույց տվեց նաև, որ մարմինը նույն արագությամբ կշարունակի շարժվել ուղիղ գծով, այնքան ժամանակ, քանի դեռ նրա վրա որևէ ուժ չի ազդում։ Այդ միտքը 1687 թվականին Նյուտոնը հստակորեն առաջ քաշեց իր «Մաթեմատիկայի սկզբունքները» գրքում, ինչը և հայտնի է որպես Նյուտոնի առաջին օրենք։ Իսկ թե ինչ է կատարվում մարմնի հետ, երբ նրա վրա ուժ է ազդում, տալիս է Նյուտոնի երկրորդ օրենքը։ Այդ օրենքի համաձայն, մարմնի արագությունը փոխվում է ազդող ուժին համեմատական կարգով՝ մարմինը ձեռք է բերում արագացում։ (Օրինակ, երբ ազդող ուժը մեծանա երկու անգամ, արագացումը ևս երկու անգամ կմեծանա)։ Մյուս կողմից, որքան մեծ է մարմնի զանգվածը (շատ է նյութի քանակը), այնքան փոքր է նրա արագացումը։ (Նույն ուժը երկու անգամ ավելի մեծ զանգված ունեցող մարմնի վրա ազդելիս կառաջացնի երկու անգամ փոքր արագացում): Բոլորին հայտնի է, որ որքան հզոր է ավտոմեքենայի շարժիչը, այնքան ավելի մեծ կլինի նրա արագացումը, իսկ որքան ծանր է մեքենան, այնքան փոքր է արագացումը՝ միևնույն շարժիչի դեպքում։

Ի լրումն շարժման օրենքի, Նյուտոնը հայտնագործեց նաև տիեզերական ձգողականության ուժի օրենքը, որի համաձայն յուրաքանչյուր մարմին ձգում է այլ մարմնի մի այնպիսի ուժով, որը համեմատական է մարմիններից յուրաքանչյուրի զանգվածին։ Այսպես, օրինակ, երկու մարմինների միջև ձգողության ուժը երկու անգամ մեծ կլինի, եթե նրանցից մեկի (ասենք A֊ի) զանգվածը երկու անգամ մեծացնենք։ Այս բանն ակնհայտ է, քանի որ նոր A֊ն կարելի է ընդունել որպես երկու նույն զանգվածն ունեցող մարմիններից կազմված, որոնցից յուրաքանչյուրը ձգում է B մարմինը սկզբնական ուժով։ Հետևաբար Նոր A-ի և B֊ի միջև ձգողական ուժը երկու անգամ մեծ կինի։ Այժմ ենթադրենք, թե մարմիններից մեկի զանգվածը մեծ է նախորդից 2 անգամ, իսկ մյուսինը՝ 3 անգամ, այդ դեպքում նրանց միջև ձգողական ուժը կմեծանա 6 անգամ։ Այստեղից ակնհայտ է, թե ինչու են բոլոր մարմինները վայր ընկնում միևնույն արագությամբ, եթե մի մարմնի կշիռը մյուսից երկու անգամ մեծ է, դեպի երկիր ձգող ուժը ևս երկու անգամ մեծ կլինի, սակայն այն երկու անգամ ավելի մեծ էլ զանգված ունի։ Համաձայն Նյուտոնի երկրորդ օրենքի, այս երկու ազդեցությունները միմյանց կչեզոքացնեն, և արագացումը բոլոր դեպքերում կլինի հաստատուն։

Նյուտոնի ձգողականության օրենքից բխում է նաև, որ որքան մարմինները իրարից հեռու են, այնքան փոքր է ձգողական ուժը։ Ըստ այդ օրենքի, մի աստղի ձգողության ուժն ուղիղ մեկ քառորդով փոքր կլինի նույն զանգվածով մեկ այլ աստղի ձգողությունից, որը երկու անգամ մոտ է գտնվում։ Այս օրենքը թույլ է տալիս մեծ ճշտությամբ կանխագուշակել երկրի, լուսնի և մոլորակների ուղեծրերը։ Եթե այնպես լիներ, որ աստղի ձգողական ուժը հեռավորությունից կախված նվազեր ավելի արագ, ապա երկրի, լուսնի և մոլորակների ուղեծրերը էլիպսաձև չէին լինի, կլինեին պարուրաձև և կուղղվեին դեպի արեգակը։ Իսկ եթե այն ավելի դանդաղ նվազեր, ապա աստղերի ձգողական ուժերը կգերազանցեին երկրի ձգողական ուժին։

Արիստոտելի և Գալիլելոյի ու Նյուտոնի մոտեցումների միջև ակնհայտ տարբերությունն այն է, որ Արիստոտելը հավատում էր, թե մարմինը ձգտում է դադարի նախընտրելի մի վիճակի, եթե նրա վրա ուժ կամ իմպուլս չի ազդում։ Մասնավորապես, նա մտածում էր, որ երկիրը գտնվում է դադարի վիճակում։ Նյուտոնի օրենքներից հետևում է, սակայն, որ դադարի եզակի ստանդարտ վիճակ չկա։ Կարելի է նույն հաջողությամբ ասել, որ A մարմինը դադարի վիճակում է, իսկ B֊ն շարժվում է հաստատուն արագությամբ A֊ի նկատմամբ և կամ հակառակը՝ B֊ն է դադարի վիճակում, իսկ A֊ն շարժվում է։ Եթե մի պահ մոռանանք, օրինակ, որ Երկիրը պտտվում է իր առանցքի և միաժամանակ արևի շուրջը, ապա կարող ենք ընդունել, որ երկիրը գտնվում է դադարի վիճակում և նրա վրա մի գնացք 90 մղոն (140 կմ/ժ) արագությամբ շարժվում է դեպի հյուսիս և կամ գնացքն է գտնվում դադարի վիճակում, իսկ երկիրը՝ նույն՝ 90 մղոն/ժ արագությամբ շարժվում է դեպի հարավ։ Եթե մենք գնացքի վրա շարժվող մարմինների հետ փորձեր կատարենք, ապա դրանք ճշգրտորեն կենթարկվեն Նյուտոնի շարժման օրենքներին։ Եվ եթե մենք սեղանի թենիս խաղանք գնացքում, ապա գնդակի շարժումները կենթարկվեն Նյուտոնի օրենքներին ճիշտ այնպես, ինչպես երկաթգծի վրա։ Հետևաբար չի կարելի միարժեքորեն ասել՝ գնա՞ցքն է շարժվում, թե՞ երկիրը։

Դադարի ստանդարտ վիճակի բացակայությունը նշանակում է, որ չի կարելի ասել, թե տարբեր ժամանակներում տեղի ունեցած երկու դեպքեր կատարվել են տարածության նույն դիրքում։ Ենթադրենք, օրինակ, մեր սեղանի թենիսի գնդակն ուղղահայաց ուղղությմաբ վեր ու վար է թռչում գնացքում գտնվող սեղանի վրա և նույն նշանակետին է հարվածում մեկ վայրկյան ընդմիջումով։ Երկաթգծի հարևանությամբ գտնվող դիտորդի համար երկու հարվածների միջև հեռավորությունը կթվա քառասուն մետր, որովհետև երկու հարվածների միջև ընկած ժամանակամիջոցում գնացքն այդքան ճանապարհ կանցնի։ Հետևաբար բացարձակ դադարի վիճակի բացակայությունը մեզ թույլ չի տալիս իմանալ դեպքի բացարձակ դիրքը տարածության մեջ, ինչպես Արիստոտելն էր ցանկանում։ Դեպքի դիրքերը և դրանց միջև հեռավորությունը տարբեր են գնացքում և երկաթգծի հարևանությամբ գտնվող դիտորդների համար, իսկ որևէ պատճառ չունենք մեկի դիրքը գերադասելու։

Նյուտոնն ինքը շատ էր մտահոգված, որ բացարձակ դիրք կամ ինչպես ընդունված էր ասել, բացարձակ տարածություն գոյություն չունի, որովհետև դա չէր համապատասխանում բացարձակ Աստծո իր տեսակետին։ Փաստորեն, նա հրաժարվեց ընդունել բացարձակ տարածության բացակայությունը, թեև դա բխում էր նրա օրենքներից։ Շատերը Նյուտոնին քննադատեցին նրա ոչ ռացիոնալ հավատի համար, մասնավորապես, Բերկլի Եպիսկոպոսը, մի փիլիսոփա, որը համոզված էր, թե բոլոր նյութական առարկաները և տարածությունն ու ժամանակը պատրանք են։ Երբ նշանավոր դոկտոր Ջոնսոնին հաղորդեցին Բերկլիի կարծիքը, նա բղավեց․ «Այսպիսով հերքում եմ այդ գաղափարը» և ոտքով հարվածեց մի մեծ քարի։

Ե՛վ Արիստոտելը, և՛ Նյուտոնը հավատում էին բացարձակ ժամանակի գոյությայնը։ Այսինքն՝ համոզված էին, որ երկու դեպքերի միջև ընկած ժամանակամիջոցը կարելի է ճշգրիտ որոշել, եթե լավ ժամացույց է օգտագործվում, անկախ այն բանից, թե այդ ժամանակն ով է չափում։ Համարում էին, թե ժամանակը լրիվ ինքնուրույն և անկախ է տարածությունից։ Սա շատերի համար տրամաբանական տեսակետ էր։ Սակայն, հարկ եղավ տարածության և ժամանակի մասին մեր պատկերացումը փոխել։ Թեև մեր հասարակ դատողությունը ճիշտ է համեմատաբար դանդաղ շարժվող խնձորների կամ մոլորակների համար, բայց այն ուժը կորցնում է, երբ առարկաները շարժվում են լույսի կամ նրան մոտ արագությամբ։

1676 թվականին դանիացի աստղագետ Օլե Քրիստենսեն Ռոեմերն առաջինը հայտնաբերեց, որ լույսը վերջավոր, բայց շատ մեծ արագություն ունի։ Նա բացահայտեց, որ այն ժամանակամիջոցները, որոնց ընթացքում Յուպիտերի լուսինները հայտնվում (ծագում) են, անցնելով մոլորակի հետևով, միմյանց հավասար չեն, ինչը սպասելի էր, եթե լուսինները Յուպիտերի շուրջ պտտվեին հաստատուն արագությամբ։ Արևի շուրջ պտտվելիս Յուպիտերի և երկրի միջև հեռավորությունը փոխվում է։ Ռոեմերը նկատեց, որ Յուպիտերի լուսինների խավարումներն այնքան ավելի ուշ են դիտվում, որքան երկիրը հեռու է գտնվում Յուպիտերից։ Նա եզրակացրեց, որ դա հետևանք է այն բանի, որ լույսը լուսիններից մեզ ուշ է հասնում, երբ մենք նրանից ավելի հեռու ենք։ Դժբախտաբար, Յուպիտերի և Երկրի միջև հեռավորության փոփոխությունների նրա չափումները շատ ճշգրիտ չէին, և դրա պատճառով, լույսի արագության մեծությունը ստացվեց 140.000 մղոն/վ (225.000 կմ/վ)՝ ներկայիս 186.000 մղոն/վ (298.000 կմ/վ) փոխարեն։ Այդուհանդերձ, Ռոեմերի հաջողությունը, որով ապացուցվեց ոչ միայն լույսի արագության վերջավոր լինելը, այլև չափվեց նրա մեծությունը, նշանակալից երևույթ էր, մանավանդ որ դա կատարվել էր Նյուտոնի «Մաթեմատիկայի սկզբունքները» գրքի լույսընծայումից տասնմեկ տարի առաջ։

Լույսի տարածման հարմար տեսություն գոյություն չուներ մինչև 1865 թ․, երբ անգլիացի ֆիզիկոս Ջեյմս Կլերկ Մաքսվելին հաջողվեց միավորել էլեկտական և մագնիսական ուժերը նկարագրող մինչ այդ հայտնի մասնակի տեսությունները։ Մաքսվելի հավասարումները կանխագուշակում էին, որ միացյալ էլեկտրամագնիսական դաշտում կարող են լինել ալիքանման գրգռումներ, որոնք պետք է որ տարածվեն հաստատուն արագությամբ, ճիշտ այնպես, ինչպես ջրավազանի ալիքները։ Եթե այս ալիքների երկարությունը (նրա մի գագաթից մինչև մյուսը եղած հեռավորությունը) մեկ մետր է կամ ավելի, մենք դրանց այժմ անվանում ենք ռադիոալիքներ։ Ավելի կարճ ալիքները հայտնի են որպես միկրոալիքներ (մի քանի սանտիմետր) և՝ ենթակարմիր ալիքներ (երբ ալիքի երկարությունը հասնում է սանտիմետրի հազարերորդ մասերի)։ Տեսանելի լույսի ալիքի երկարությունն ընկած է սանտիմետրի քառասունից մինչև ութսուն միլիոներորդ մասերի սահմաններում։ Ավելի կարճ ալիքի երկարություն ունեցողները կոչվում են ուլտրամանուշակագույն, ռենտգենյան և գամմա ճառագայթներ։

Ըստ Մաքսվելի տեսության, ռադիոալիքները կամ լույսի ալիքները պետք է շարժվեն որոշակի հաստատուն արագությամբ։ Բայց, քանի որ Նյուտոնի տեսությունը բացառել էր բացարձակ դադարի գաղափարը, և եթե ընդունենք, որ լույսը տարածվում է հաստատուն արագությամբ, ապա պետք է նշվի, որ այդ արագությունը չափված է ինչ֊որ բանի համեմատ։ Այսպիսով, ենթադրվեց, որ գոյություն ունի ինչ֊որ «եթեր» կոչված մի նյութ, որն առկա է ամենուր և լցնում է նույնիսկ «դատարկությունը»։ Այսինքն՝ լույսի ալիքները տարածվում են եթերի միջով այնպես, ինչպես ձայնի ալիքները՝ օդի միջով, հետևաբար լույսի արագությունը չափվելու է եթերի նկատմամբ։ Տարբեր դիտորդներ, շարժվելով եթերի նկատմամբ, ընդառաջ եկող լույսը տեսնելու են տարբեր արագություններով, բայց լույսի արագությունը եթերի նկատմամբ մնալու է հաստատուն։ Մասնավորապես, քանի որ երկիրը պտտվում է արևի շուրջը, շարժելով եթերի միջով, ապա լույսի արագությունը երկրի շարժման ուղղությամբ (երբ մենք շարժվում ենք դեպի լույսի աղբյուրը) ավելի մեծ կլինի, քան լույսի արագությունն այդ շարժմանն ուղղահայաց ուղղությամբ (երբ մենք չենք շարժվում դեպի լույսի աղբյուրը)։ 1887֊ին Ալբերտ Մայքելսոնը^[4] (հետագայում Նոբելյան մրցանակակիր առաջին ամերիկացին ֆիզիկայի գծով) և Էդվարդ Մոռլին Քլիվլենդի Քեյզի կիրառական գիտությունների դպրոցում չափազանց ճշգրիտ փորձեր դրեցին։ Նրանք բաղդատեցին լույսի արագությունները երկրի շարժման և դրան ուղղահայաց ուղղություններով և, ի մեծ զարմանս իրենց, պարզեցին, որ դրանք ճշգրտորեն համընկնում են։

1887֊ից մինչև 1905 թվականները բազմաթիվ փորձեր են կատարվել, մասնավորապես, դանիացի ֆիզիկոս Հենրիկ Լորենցի կողմից, բացատրելու համար Մայքելսոն֊Մոռլիի ստացած արդյունքները՝ եթերի միջոցով շարժվող առարկաների սեղմանն և ժամացույցների դանդաղման վերաբերյալ։ Սակայն, ահա 1905 թվականին հրատարակվեց շատ նշանավոր մի հոդված, մինչ այդ անհայտ Ալբերտ Էնշտեյնի կողմից, որն աշխատում էր շվեյցարական արտոնագրման գրասենյակում։ Այդ հոդվածում նշվում էր, որ լույսի ալիքների շարժումը բացատրելու համար եթերի գաղափարի կարիքը չի լինի, եթե հրաժարվենք բացարձակ ժամանակի գաղափարից։ Դրանից մի քանի շաբաթ անց նման միտք էր արտահայտել նաև ֆրանսիացի առաջատար մաթեմատիկոս Հանրի Պուանկարեն։ Էյնշտեյնի փաստարկներն ավելի մոտ էին ֆիզիկային, քան Պուանկարեինը, որը խնդրին մոտենում էր զուտ մաթեմատիկորեն։ Այս նոր տեսությունը սովորաբար վերագրվում է Էնշեյնին, բայց Պուանկարեի անունը հիշատակվում է որպես տեսության կարևոր մի մասի ձևավորման մասնակցի։

Այդ այսպես կոչված, հարաբերականության տեսության առանցքային հիմնադրույթն այն է, որ գիտության օրենքները նույնը պիտի լինեն բոլոր ազատորեն շարժվող դիտորդների համար՝ անկախ նրանց շարժման ազատությունից։ Այդ բանը ճիշտ էր նաև Նյուտոնի շարժման օրենքների համար, սակայն գաղափարն այժմ ընդարձակվեց՝ ներառելով Մաքսվելի տեսությունը և լույսի արագությունը․ բոլոր դիտորդները, անկախ իրենց շարժման արագությունից, կչափեն լույսի միևնույն արագությունը։ Այս պարզ միտքը մի քանի արժեքավոր հետևանքներ ունեցավ։ Թերևս ամենահանրահայտը զանգվածի ու էներգիայի համարժեքության օրենքն է, որն արտահայտված է Էնշտեյնի նշանավոր E=mc² հավասարումով (որտեղ E-ն էներգիան է, m֊ը՝ զանգվածը, c֊ն՝ լույսի արագությունը) և այն օրենքը, ըստ որի ոչ մի մարմին չի կարող շարժվել լույսի արագությունից ավելի մեծ արագությամբ։ Էներգիայի և զանգվածի համարժեքությունից բխում է, որ շարժման ընթացքում մարմնի ձեռք բերած համապատասխան էներգիան գումարվելու է նրա զանգվածին։ Այսինքն՝ շարժման հետևանքով մարմնի զանգվածը մեծանալով, դժվարացնում է նրա արագության հետագա աճը։ Այս երևույթը իրականում նկատելի է դառնում, երբ մարմինը շարժվում է լույսի արագությանը մոտ արագությամբ։ Օրինակ, եթե մարմնի արագությունը հավասար է լույսի արագության 10 տոկոսին, մարմնի զանգվածը աճում է բնականի 0,5 տոկոսի չափով, իսկ երբ արագությունը լույսի արագության 90 տոկոսի չափ է, ապա մարմնի զանգվածը դառնում է բնականի ավելի քան կրկնակին։

Իսկ երբ մարմնի արագությունը մոտենում է լույսի արագությանը, ապա զանգվածն այնքան արագ է մեծանում, որ չափազանց մեծ էներգիա է պահանջում արագության հետագա փոփոխման համար։ Մարմնի արագությունը, փաստորեն, երբեք չի կարող հասնել լույսի արագությանը, քանի որ այդ դեպքում զանգվածն անսահման կմեծանա և, և զանգվածի և էներգիայի համարժեքության համաձայն, անսահման մեծ քանակի էներգիա կպահանջվի դրա համար։ Այդ իսկ պատճառով, ցանկացած բնական մարմին հարաբերականության տեսությամբ ընդմիշտ սահմանափակված է շարժվելու լույսի արագությունից ավելի փոքր արագությամբ։ Միայն լույսը կամ սեփական զանգված չունեցող այլ ալիքներ կարող են շարժվել լույսի արագությամբ։

Հարաբերականության տեսության հավասարարժեք հետևանքներից է նաև այն, որ հեղաշրջվեցին մեր պատկերացումները տարածության և ժամանակի մասին։ Նյուտոնի տեսության համաձայն, երբ մի տեղից դեպի մի այլ տեղ լուսային ազդանշան է հաղորդվում, տարբեր դիտորդներ համակարծիք կլինեն այդ տեղափոխման ժամանակի հարցում (քանի որ ժամանակը բացարձակ է), իսկ լույսի անցած ճանապարհի երկարության հարցում նրանք միշտ չէ, որ կհամաձայնեն միմյանց հետ (քանի որ տարածությունը բացարձակ չէ)։ Որովհետև լույսի արագությունը հաշվելու համար անհրաժեշտ է նրա անցած ճանապարհը բաժանել ժամանակի վրա, ուստի տարբեր դիտորդներ լույսի արագության տարբեր արժեքներ կչափեն։ Հարաբերականության տեսության մեջ, մյուս կողմից, բոլոր դիտորդները պետք է համակարծիք լինեն լույսի արագության մեծության հարցում։ Հետևաբար, եթե նրանք համակարծիք չեն լույսի անցած ճանապարհի հարցում, չպետք է համաձայն լինեն նաև ժամանակի հարցում։ (Ժամանակը լույսի անցած ճանապարհի, որի ճշգրտությունը դիտորդները չեն ընդունում, հարաբերությունն է լույսի արագությանը, որի հետ նրանք համաձայն են)։ Այլ կերպ ասած, հարաբերականության տեսությունը վերջ տվեց բացարձակ ժամանակի պատկերացմանը։ Թվում է, թե յուրաքանչյուր դիտորդ պետք է ունենա ժամանակի իր սեփական չափումը, որը կատարում է իր հետ վերցրած ժամացույցով, և տարբեր դիտորդների նույնանման ժամացույցներն անպայման չէ, որ կհամապատասխանեն միմյանց։

Յուրաքանչյուր դիտորդ կարող է ռադարի օգնությամբ իմանալ, թե որտեղ և երբ տեղի ունեցավ տվյալ պատահույթը՝ այնտեղ լույսի կամ ռադիոալիքների ազդանշան ուղարկելով։ Ազդանշանի մի մասը պատահույթի վայրից վերադառնում է, և դիտորդը չափում է արձագանքի ստացման ժամանակը։ Պատահույթի ժամանակ է կոչվում ազդանշանի հաղորդման և արձագանքի ստացման տևողությունների կիսագումարը, իսկ պատահույթի հեռավորությունն այդ շրջապտույտի կիսաժամանակի և լույսի արագության արտադրյալն է։ (Պատահույթ ասվածը, այս իմաստով, տարածության մի առանձին կետում և որոշակի ժամանակում տեղի ունեցածն է)։ Այս պատկերացումը ցույց է տրված նկ․21֊ում, որը տարածություն֊ժամանակ դիագրամի մի օրինակ է։ Այս ընթացակարգն օգտագործելով, դիտորդները, որոնք իրար նկատմամբ հարաբերական շարժման մեջ են, կարող են միևնույն երևույթին տարբեր դիրքեր և տարբեր ժամանակներ վերագրել։ Որևէ մեկի չափումն ավելի ճիշտ չի կարելի համարել մյուսի նկատմամբ, սակայն բոլոր չափումները կապված են միմյանց հետ։ Եթե դիտորդներից մեկին հայտնի է մյուսի շարժման հարաբերական արագությունը, ապա նա կարող է ճշգրտորեն իմանալ, թե այս վերջինը տվյալ դեպքի համար ինչ դիրք և ժամանակ է որոշել։

Այժմ մենք հենց այս ռադարային եղանակն ենք օգտագործում հեռավորությունը ճշգրիտ չափելու համար, որովհետև կարող ենք ժամանակն ավելի մեծ ճշգրտությամբ չափել, քան հեռավորությունը։ Արդարև, մետրը սահմանված է որպես այնպիսի հեռավորություն, որը լույսն անցնում է 0,00000000 33356-40952 վայրկյանում՝ չափված ցեզիումային ժամացույցով։ (Այս հատուկ թվի ընտրությունը պայմանավորված է նրանով, որ դա համապատասխանում է մետրի պատմական սահմանը՝ որպես Փարիզում պահվող հատուկ պլատինե ձողի երկու նշանակետերով սահմանված երկարություն)։ Մենք հավասարապես կարող ենք օգտվել երկարության ավելի հարմար նոր միավորից՝ լուսավայրկյանից։ Դա ուղղակի այն հեռավորությունն է, որը լույսն անցնում է մեկ վայրկյանում։ Հարաբերականության տեսության մեջ մենք այժմ հեռավորությունը սահմանել ենք, ժամանակի և լույսի արագության միջոցով։ Հետևաբար յուրաքանչյուր դիտորդ լույսը չափելիս արագության համար պետք է օգտագործի միևնույն արժեքը (այսինքն՝ 1 մետր 0,000000003335640952 վայրկյանում)։ Որևէ կարիք չկա, որ ներմուծվի եթերի գաղափարը, ինչի գոյությունն ամենուր հնարավոր չէ հայտնաբերել, ինչպես ցույց է տալիս Մայքելսոն֊Մոռլիի փորձը։ Այսպիսով, հարաբերականության տեսությունը մեզ հիմք է տալիս հիմնավորապես փոխելու մեր պատկերացումները տարածության և ժամանակի մասին։ Մենք պետք է ընդունենք, որ ժամանակը լիովին անջատ և անկախ չէ տարածությունից, այլ նրանք միավորված են միմյանց հետ, որպես, այսպես կոչված, տարածություն֊ժամանակ։

Սովորական փորձից հայտնի է, որ տարածության մեջ կետի դիրքը կարելի է որոշել նաև կետի ունեցած որոշակի լայնությամբ ու երկայնությամբ և որոշակի բարձրությամբ ծովի մակերևույթից։ Կարելի է օգտագործել նաև 3 հարմար կոորդինատներ, որոնք, սակայն, կարող են սահմանափակ օգտակար լինել։

Օրինակ, երկնակամարում լուսնի դիրքը հազիվ թե որևէ մեկը որոշի Պիլադիլի հրապարակից նրա՝ դեպի հյուսիս և արևելք ունեցած հեռավորությամբ՝ մղոններով, և ծովի մակերևույթից ունեցած բարձրությամբ՝ ոտնաչափով։ Ընդհակառակը, երկնային մարմնի դիրքը նպատակահարմար է ներկայացնել արևից, մոլորակների ուղեծրային հարթությունից ունեցած հեռավորություններով, լուսինը արևին միացնող և արևը Ալֆա Կենտավրոս աստղին միացնող գծերի կազմած անկյունով։ Նույնիսկ այսպիսի կոորդինատները չի կարելի մշտապես օգտագործել արևի դիրքը մեր գալակտիկայում և կամ մեր գալակտիկայի դիրքը գալակտիկաների կույտերի մեջ նկարագրելու համար։ Իրականում տիեզերքն ամբողջությամբ հնարավոր է նկարագրել իրար ծածկող կոորդինատային խմբերի հավաքածուի օգնությամբ։ Յուրաքանչյուր խմբում կարելի է օգտագործել 3 կոորդինատ՝ որևէ կետի դիրքը բնորոշելու համար։

Պատահույթն այն է, ինչ տեղի է ունենում տարածության որոշակի կետում և որոշակի ժամանակում։ Հետևաբար, պատահույթը կարելի է բնորոշել 4 թվով կամ կոորդինատով։ Այս պարագայում դարձյալ կոորդինատների ընտրությունը պայմանական է․ կարելի է ընտրել երեք հստակ սահմանված հատուկ կոորդինատներ և ժամանակի որևէ չափում։ Հարաբերականության տեսության մեջ իրական տարբերություն չկա տարածության և ժամանակի կոորդինատների միջև, ճիշտ այնպես, ինչպես իրական տարբերություն չկա տարածական կոորդինատներից որևէ երկուսի միջև։ Հնարավոր է ընտրել մի նոր կոորդինատային շարք, որում, ասենք, նորի առաջին տարածական կոորդինատը լինի նախկինի առաջին և երկրորդ տարածական կոորդինատների կոմբինացիան։ Օրինակ, կետի դիրքը երկրի վրա Պիկադիլից դեպի հյուսիս և արևմուտք եղած մղոններով որոշելու փոխարեն կարելի է օգտագործել Պիկադիլից հուսիս֊արևելք և հյուսիս֊արևմուտք ուղղություններով եղած մղոնները։ Նույն ձևով հարաբերականության տեսության մեջ կարելի է օգտագործել մի նոր ժամանակի կոորդինատ, որը լինի նախկին ժամանակի (վայրկյաններով) և Պիկադիլից դեպի հյուսիս անցած հեռավորության (լուսավայրկյաններով) գումարը։

Հաճախ շատ օգտակար է մտածել, պատահույթի չորս կոորդինատների մասին՝ բնորոշելու նրա դիրքը քառաչափ տարածության մեջ, որը կոչվել է տարծություն֊ժամանակ։ Սակայն քառաչափ տարածությունն անհնար է պատկերացնել։ Ես ինքս դժվար եմ պատկերացնում նույնիսկ եռաչափ տարածությունը։ Այնուամենայնիվ, հեշտ է երկչափ տարածության դիագրամներ գծել, ինչպես, օրինակ, երկրագնդի մակերևույթը։ (Երկրագնդի մակերևույթը երկչափ է, որովհետև նրա վրա կետի դիրքը կարելի է որոշել երկու կոորդինատներով՝ լայնությամբ և երկարությամբ)։ Ես հիմնականում օգտագործելու եմ դիագրամներ, որոնցում ժամանակն աճման կարգով ցույց է տրվելու հեռանկարում։ (Դրանք կոչվում են տարածություն֊ժամանակ դիագրամներ, օրինակ, նկ․ 2.1֊ը)։ Դիցուկ, 2.2 նկարում ժամանակը տեղադրված է ուղղահայաց առանցքի վրա՝ տարիներով, իսկ հորիզոնական առանցքի վրա՝ արևի և Ալֆա Կենտավրոս աստղի միջև եղած հեռավորությունը՝ մղոններով։ Արևի և Ալֆա Կենտավրոսի հետագծերը տարածություն֊ժամանակ դիագրամում ցույց են տրված որպես ուղղաձիգ գծեր ձախ և աջ կողմերում։ Արևի լույսի ճառագայթը, անցնելով թեք անկյունագծով, չորս տարում արևից հասնում է Ալֆա Կենտավրոսին։

Ինչպես մենք արդեն գիտենք, Մաքսվելի հավասարումները կանխատեսում են, որ լույսի արագությունը նույնը պիտի լինի, անկախ աղբյուրի շարժման արագությունից, ինչը հաստատված է ճշգրիտ չափումներով։ Սրանից հետևում է, որ եթե որոշակի ժամանակում տարածության որոշակի կետից լուսային ազդանշան է արձակվել, ապա անցնող ժամանակի հետ լույսը պիտի տարածվի որպես լուսային գունդ, որի մեծությունն ու դիրքը կախված չեն աղբյուրի արագությունից։ Մեկ միլիոներորդ վայրկյան հետո լույսը պիտի տարածվի՝ առաջացնելով 300 մետր շառավիղ ունեցող գունդ, երկու միլիոներորդ վայրկյան հետո գնդի շառավիղը կլինի 600 մետր և այսպես շարունակ։ Սա նման կլինի լճակի մակերևույթին տարածվող ալիքներին, երբ լճակի մեջ քար է գցվում։ Ալիքները, տարածվելով շրջանաձև, ժամանակի հետ գնալով ավելի և ավելի են տարածվում։ Եթե այժմ պատկերացնենք եռաչափ տարածական մոդել՝ բաղկացած լճակի երկչափ մակերեսից և միաչափ ժամանակից, ապա տարածվող ալիքները ժամանակի ընթացքում կառաջացնեն մի կոն, որի գագաթը կհամապատասխանի այն տեղին և ժամանակին, երբ քարը խփվում է ջրին (նկ․2.3):

Նույն ձևով լույսը, մի պատահույթից տարածվելով, առաջացնում է եռաչափ մի կոն քառաչափ տարածություն֊ժամանակի մեջ։ Այս կոնը կոչվում է պատահույթի ապագայի լուսակոն։ Նույն ձևով մենք կարող ենք նկարել մեկ այլ կոն, որը կոչվում է անցյալի լուսակոն․ այն պատահույթի մի շարք է, որոնց լուսային ազդանշաններն ի վիճակի են հասնել տվյալ պատահույթին (նկ․2.4):

P ― պատահույթի անցյալի և ապագայի լուսակոները տարածություն֊ժամանակը բաժանում են երեք տիրույթի (նկ․ 2.5)։ Պատահույթի բացարձակ ապագան P֊ի ապագայի լուսակոնի ներսում պարփակված տիրույթն է։ Դա բոլոր այն պատահույթների շարքն է, որոնք կարող են ազդվել այն ամենից, ինչ տեղի է ունենում P֊ում։ P֊ի ազդանշանները չեն կարող հասնել P֊ի լուսակոնից դուրս տեղի ունեցող պատահույթներին, որովհետև լույսից արագ շարժվել հնարավոր չէ։ Հետևաբար, այդ պատահույթները չեն կարող ազդվել այն ամենից, ինչ տեղի է ունենում P֊ում։ P֊ի բացարձակ անցյալն անցյալի լուսակոնում պարփակված տիրույթն է։ Դա այն պատահույթների շարքն է, որոնցից ազդանշանները, շարժվելով լույսի արագությամբ կամ ավելի դանդաղ, կարող են հասնել P֊ին։

Դա, հետևաբար, բոլոր այն պատահույթների շարքն է, որոնք կարող են ազդել P֊ում կատարվող իրադարձությունների վրա։ Եթե մենք իմանանք, թե ինչ է տեղի ունեցել P֊ի անցյալի լուսակոնում պարփակված տարածության ցանկացած տիրույթում, ապա կարող ենք կանխագուշակել, թե ինչ պիտի տեղի ունենա P֊ում։ «Այլուրը» տարածություն֊ժամանակ դիագրամի այն տիրույթն է, որը դուրս է ապագայի և անցյալի լուսակոներից, այլուրում կատարվող պատահույթները չեն կարող ազդվել կամ ազդել P֊ի պատահույթների վրա։ Այսպես, եթե հենց այս պահին արևը դադարեր փայլելուց, դա Երկրի անցուդարձի վրա անմիջապես չէր կարող ազդել, քանի որ այն պահին, երբ արևը հանգի (նկ․ 2.6) երկիրը կգտնվի պատահույթի «այլուրում»։ Այդ մասին մենք կիմանանք 8 րոպե հետո միայն, այսինքն՝ այնքան ժամանակ անց, որը հարկավոր է, որպեսզի լույսը արևից հասնի մեզ։ Միայն այդ ժամանակ երկրի վրա պատահող պատահույթները կմտնեն արևի հանգման պատահույթի ապագայի լուսակոնի մեջ։ Նույն ձևով մենք չգիտենք, թե այս պահին ինչ է տեղի ունենում հեռավոր տիեզերքում։ Հեռավոր գալակտիկաների լույսը, որը մենք տեսնում ենք այսօր, արձակվել է միլիոնավոր տարիներ առաջ, իսկ ամենահեռավոր տեսանելի առարկաներից լույսը ճամփա է ընկել մի քանի ութ հազար միլիոն տարի առաջ։

Այսպիսով, երբ մենք այսօր տիեզերքին ենք նայում, ապա տեսնում ենք այնպես, ինչպես նա եղել է անցյալում։

Եթե անտեսենք ձգողության ազդեցությունները, ինչպես այդ արեցին Էնշտեյնն ու Պուանկարեն 1905֊ին, ստացվում է, այսպես կոչված, հարաբերականության հատուկ տեսությունը։ Տարածություն֊ժամանակի մեջ տեղի ունեցող ցանկացած պատահույթի համար, մենք կարող ենք լուսակոն կառուցել (տարածություն֊ժամանակի մեջ տվյալ պատահույթի արձակած լույսի բոլոր հնարավոր հետագծերի շարքը), և որովհետև լույսի արագությունը նույնն է յուրաքանչյուր պատահույթի և ուղղության համար, բոլոր լուսակոները կլինեն նույնանման և կուղղվեն միևնույն ուղղությամբ։ Այս տեսությունը նույնպես ասում է, որ ոչինչ չի կարող լույսից ավելի արագ շարժվել։ Սա նշանակում է, որ որևէ առարկայի հետագիծը տարածության և ժամանակի մեջ պետք է ներկայացվի մի գծով, որը գտնվում է յուրաքանչյուր պատահույթի լուսակոնի ներսում (նկ․ 2.7)։

Հարաբերականության հատուկ տեսությունը մեծ հաջողությամբ բացատրեց, որ լույսի արագությունը նույնն է բոլոր դիտորդների համար (ինչպես ցույց էր տրվել Մայքելսոն֊Մոռլիի փորձով) և նկարագրեց, թե ինչ է պատահում, եթե առարկաները շարժվում են լույսի արագությանը մոտ արագությամբ։ Այն, սակայն, անհամատեղելի էր Նյուտոնի ձգողության տեսության հետ, որի համաձայն մարմինների՝ միմյանց ձգող ուժը կախված է նրանց միջև եղած հեռավորությունից։ Սա նշանակում է, որ երբ մարմիններից մեկը շարժվի, ապա մյուսի վրա ազդող ուժը պետք է ակնթարթորեն փոխվի։ Կամ, այլ կերպ ասած, ձգողական ազդեցությունները պետք է գործեն անսահման մեծ արագությամբ, այն դեպքում, երբ հարաբերականության հատուկ տեսությունը պահանջում է, որ այդ արագությունը լինի լույսի արագությանը հավասար կամ նրանից փոքր։

Էնշտեյնը 1908֊ից մինչև 1914֊ը մի շարք անհաջող փորձեր կատարեց՝ ստեղծելու ձգողականության այնպիսի մի տեսություն, որը համատեղելի լիներ հարաբերականության հատուկ տեսության հետ։ Վերջապես1915 թվականին նա առաջարկեց այն, ինչն այսօր անվանում ենք հարաբերականության ընդհանուր տեսություն։

Էնշտեյնը կատարեց հեղափոխական նշանակություն ունեցող մի առաջարկություն այն մասին, որ ձգողականությունը մյուս ուժերի նման ուժ չէ, այլ արդյունք է այն բանի, որ տարածություն֊ժամանակը հարթ չէ, ինչպես նախկինում ենթարվում էր, այլ կոր է կամ «կորացված»՝ իր մեջ առկա զանգվածի և էներգիայի բաշխման հետևանքով։ Մարմինները, ինչպիսին երկրագունդն է, ստեղծված չեն, որպեսզի շարժվեն կորաձև ուղեծրով ձգողություն կոչվող ուժի ազդեցության տակ, փոխարենը նրանք ուղղաձիգ են շարժվում կորաձև տարածության մեջ, որը կոչվում է գեոդեզիական տարածություն։ Գեոդեզիական է կոչվում երկու հարևան կետերի միջև ամենակարճ (կամ ամենաերկար) հեռավորությունը։

Օրինակ, երկրագնդի մակերևույթը երկչափանի կոր տարածություն է։ Երկրագնդի վրա գեոդեզիական է կոչվում մեծ շրջանագիծը, որը երկու կետերի միջև եղած ամենակարճ ճանապարհն է (նկ․ 2.8)։ Քանի որ գեոդեզիականն ամենակարճ ճանապարհն է ցանկացած երկու օդանավակայանների միջև, ապա շտուրմանը օդաչուին հրահանգում է թռիչքի համար ընտրել այդ ուղին։ Չնայած ընդհանուր հարաբերականության տեսության մեջ մարմինները միշտ շարժվում են ուղիղ գծով քառաչափ տարածություն֊ժամանակում, սակայն մեզ թվում է, թե նրանք մեր եռաչափ տարածության մեջ շարժվում են կորաձև։ (Սա շատ նման է այն բանին, որին մենք ականատես ենք լինում, երբ օդանավը թռչում է լեռնոտ տարածքի վրայով։ Թեև այն շարժվում է ուղղագծորեն՝ եռաչափ տարածության մեջ, բայց նրա ստվերը երկչափ գետնի վրա կորագիծ է։

Արևի զանգվածն այնպես է կորացնում տարածություն֊ժամանակը, որ թեև երկրագունդը շարժվում է ուղղագծորեն քառաչափ տարածություն֊ժամանակի մեջ, բայց մեզ թվում է, թե այն եռաչափ տարածության մեջ շարժվում է շրջանաձև ուղեծրով։ Փաստորեն, մոլորակների ուղեծրի համար ընդհանուր հարաբերականության կանխագուշակությունը գրեթե ճշտորեն նույնն էր, ինչ կանխագուշակել էր Նյուտոնի ձգողականության տեսությունը։ Այնուամենայնիվ, Մերկուրիի դեպքում, որն արևին ամենամոտ մոլորակը լինելով, ենթարկվում է ձգողության ուժեղագույն ազդեցությանը և ունի բավականին երկարացված էլիպսաձև ուղեծիր, ընդհանուր հարաբերականության տեսությունը կանխատեսում է, որ էլիպսի երկար առանցքը պետք է պտտվի արևի նկատմամբ տասը հազար տարին մեկ աստիճան արագությամբ։ Այս շեղումը թեև փոքր, բայց դիտարկվել է 1915֊ից առաջ և Էյնշտեյնի ընդհանուր հարաբերականության տեսության հաստատմանը նպաստող առաջին փաստերից մեկն է։ Վերջին տարիներին ռադարային չափումների օգնությամբ դիտարկվել են այլ մոլորակների ավելի փոքր ուղեծրային շեղումներ նյուտոնյան կանխագուշակումներից և հաստատվել է ընդհանուր հարաբերականության տեսության կանխատեսումների հետ դրանց համապատասխանությունը։

Լույսի ճառագայթները ևս տարածություն֊ժամանակի մեջ պետք է տարածվեն գեոդեզիական կանոններով։ Քանի որ տարածությունը կոր է, նշանակում է լույսը տարածության մեջ չի կարող ուղղագծորեն շարժվել։ Հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը կանխագուշակում է, որ լույսը պետք է թեքվի ձգողականության դաշտի ազդեցության տակ։ Օրինակ, այդ տեսությունը կանխագուշակեց, որ արևին մոտիկ գտնվող կետերի լուսակոները պետք է փոքր֊ինչ դեպի ներս թեքված լինեն արևի զանգվածի ազդեցության տակ։ Սա նշանակում է, որ հեռավոր աստղից եկող լույսն արևի մոտով անցնելիս պետք է շեղվի փոքր անկյան տակ, որի հետևանքով երկրից դիտողի համար աստղը տարբեր դիրքերով պիտի երևա (նկ․ 2.9):

Իհարկե, եթե աստղից եկող լույսը միշտ արևի մոտով անցներ, մենք չէինք կարող ասել՝ արդյոք լո՞ւյսն է թեքվել, թե՞ աստղն է գտնվում հենց այնտեղ, որտեղ մենք նրան տեսնում ենք։ Սակայն, քանի որ երկիրը պտտվում է արևի շուրջը, ապա տարբեր աստղեր հայտնվում են արևի հետևում, և նրանց արձակած լույսը թեքվում է։ Հետևաբար նրանք իրենց թվացյալ դիրքը փոխում են մյուս աստղերի նկատմամբ։

Սովորաբար այս բանը դժվար է տեսնել, որովհետև արևից եկող լույսն անհնարին է դարձնում դիտարկել այն աստղերը, որոնք երկնքում արևի մոտ են երևում։ Բայց դա հնարավոր է դառնում արևի խավարման ժամանակ, երբ լուսինը ծածկում է արևից եկած լույսը։ Էնշտեյնի այս կանխագուշակությունը լույսի խոտորման մասին հնարավոր չեղավ անմիջապես ստուգել 1915֊ին։ Առաջին համաշխարհային պատերազմի ծավալման պատճառով։ Միայն 1919 թվականին անգլիական մի արշավախումբ Արևմտյան Աֆրիկայում արևի խավարում դիտարկելիս ցույց տվեց, որ լույսն իրոք խոտորվում է արևից ճիշտ այնպես, ինչպես կանխատեսել էր ընդհանուր հարաբերականության տեսությունը։ Անգլիացի գիտնականների կողմից գերմանական տեսության այս ապացույցը ժամանակին ողջունվեց բոլորի կողմից որպես պատերազմից հետո հաշտեցման կարևոր ակտ երկու երկրների միջև։ Սակայն գիտության հեգնանքը եղավ այն, որ արշավախմբի լուսանկարների հետագա ուսումնասիրությունը ցույց տվեց, որ փորձնական սխալներն ավելի մեծ էին, քան այն շեղումները, որոնք նրանք փորձել էին չափել։ Չափումները բախտի բերմամբ էին այդպես ստացվել, կամ գուցե, արդյունք էին այն բանի, որ մարդիկ գիտեին, թե ինչպիսի արդյունքն է ցանկալի, մի բան, որ հազվադեպ չէ գիտական աշխատանքներում։ Այնուամենայնիվ, լույսի խոտորումը հետագա բազմաթիվ դիտարկումներով ճշգրտորեն ապացուցվեց։

Ընդհանուր հարաբերականության տեսության մյուս կանխագուշակությունն այն էր, որ ժամանակը պետք է դանդաղեր երկրի նման մեծ զանգված ունեցող մարմնի մոտ։ Սրա պատճառն այն է, որ լույսի էներգիան և նրա հաճախականությունը (դա մեկ վայրկյանում տեղաշարժվող լույսի ալիքների թիվն է) իրար հետ կապված են՝ լույսի էներգիան այնքան մեծ է, որքան մեծ է նրա հաճախականությունը։ Երբ լույսն անցնում է երկրի ձգողականության դաշտով, այն էներգիա է կորցնում, հետևաբար նրա հաճախականությունը փոքրանում է։ Դա նշանակում է, որ ալիքի մի գագաթից հաջորդն անցնելու համար ավելի երկար ժամանակ է պահանջվում։ Վերևից նայողին կթվա, թե ներքևում ամեն ինչ ավելի դանդաղ է տեղի ունենում։ Այս կանխագուշակությունն ստուգվեց 1962֊ին․ մի ջրային աշտարակի գագաթին և ստորոտին տեղադրեցին երկու շատ ճշգրիտ ժամացույցներ։ Ստորոտին տեղադրված ժամացույցը, մոտիկ գտնվելով երկրին, ավելի դանդաղ էր աշխատել, ճիշտ հարաբերականության ընդհանուր տեսությանը համապատասխան։ Երկրի մակերևույթից տարբեր բարձրությունների վրա աշխատող ժամացույցների ցուցմունքների տարբերությունն այսօր կարևոր գործնական նշանակություն ունի արհեստական արբանյակներից ստացվող ազդանշանների հիման վրա նվազագույն ճշգրիտ համակարգի ներդրման համար։ Եթե հաշվի չառնվեն հարաբերականության ընդհանուր տեսության կանխագուշակումները, ապա հաշվարկված դիրքը սխալ կլինի մի քանի մղոնով։

Նյուտոնի շարժման օրենքները վերջ տվին տարածության մեջ բացարձակ դիրքի գաղափարին։ Հարաբերականության տեսությունն ազատվեց բացարձակ ժամանակից։ Դիցուկ ունենք երկվորյակների մեկ զույգ։ Ենթադրենք, այդ զույգից մեկն ապրում է լեռան գագաթին, իսկ մյուսը՝ ծովափին։ Առաջինն ավելի արագ կմեծանա, քան երկրորդը։ Երբ հետագայում նրանք նորից հանդիպեն, ապա մեկն ավելի ծեր կերևա մյուսից։ Իհարկե, այս դեպքում հասակների տարբերությունը շատ փոքր կլինի, բայց այդ տարբերությունը խիստ կմեծանա, եթե երկվորյակներից մեկը տիեզերանավով հեռավոր մի ճամբորդության մեկնի մոտավորապես լույսի արագությամբ։ Երբ նա վերադառնա հեռավոր ճամփորդությունից, շատ ավելի երիտասարդ կլինի երկրի վրա մնացողի համեմատ։ Սա կոչվում է երկվորյակների պարադոքս, որը, սակայն, պարադոքս է միայն այնքանով, որքանով մենք չենք ձերբազատվել բացարձակ ժամանակի գաղափարից։ Հարաբերականության տեսության մեջ չկա եզակիորեն բացարձակ ժամանակ, այլ ամեն անհատ ունի ժամանակի իր անձնական չափը, որը կախված է նրանից, թե նա որտեղ է գտնվում և ինչ արագությամբ է շարժվում։

1915֊ից առաջ տարածությունը և ժամանակը, պատկերացվում էին որպես անշարժ և կայուն մի հրապարակ, որտեղ պատահույթներ էին տեղի ունենում և որը, սակայն, իր մեջ տեղի ունեցածից չէր փոփոխվում։ Սա ճիշտ էր նաև հարաբերականության հատուկ տեսության համար։ Մարմինները շարժվում էին, ուժերը ձգում ու վանում էին, սակայն ժամանակն ու տարածությունը, բոլորովին անտարբեր, պարզապես շարունակվում էին։ Միանգամայն բնական էր մտածել, որ տարածությունն ու ժամանակն ընդմիշտ գոյություն կունենան։

Վիճակը, սակայն, բոլորովին այլ է հարաբերականության ընդհանուր տեսության մեջ։ Տարածությունն ու ժամանակն այստեղ դինամիկ մեծություններ են, երբ մարմինը շարժվում է, կամ ուժ է ազդում, դա ներգործում է ժամանակի և տարածության կորության վրա, իսկ տարածություն֊ժամանակ քառաչափ կառուցվածքն իր հերթին ներգործում է շարժվող մարմինների և ազդող ուժերի ընթացքի վրա։ Տարածությունը և ժամանակն այսպիսով ոչ միայն ազդում, այլև ազդվում են տիեզերքում տեղի ունեցող ամեն ինչից։ Ճիշտ այնպես, ինչպես մարդ չի կարող խոսել տիեզերքում տեղի ունեցող պատահույթների մասին՝ առանց պատկերացնելու տարածությունն ու ժամանակը, այդպես էլ ընդհանուր հարաբերականությայն մեջ անմիմաստ է խոսել ժամանակի և տարածության մասին տիեզերքի սահմաններից դուրս։

Հետագա տասնամյակներում տարածության և ժամանակի այս նոր հասկացությունը հեղափոխեց տիեզերքի մասին մեր պատկերացումը։ Հին պատկերացումը անփոփոխ տիեզերքի մասին, որը կարող էր գոյություն ունեցած լինել, կամ շարունակել գոյություն ունենալ, մեկընդմիշտ փոխարինվեց դինամիկ ընդարձակվող տիեզերքի հասկացությամբ։ Այս տիեզերքը՝ թվում է՝ սկիզբ է առել որոշակի ժամանակ առաջ և կարող է վերջ ունենալ ապագայում՝ որոշակի ժամանակ անց։ Հաջորդ գլուխը նվիրված է այդ հեղափոխությանը։

Եվ տարիներ անց դա դարձավ տեսական ֆիզիկայի իմ ուսումնասիրությունների սկիզբը։ Ռոջեր Պենրոուզն ու ես ցույց տվեցինք, որ Էնշտեյնի հարաբերականության ընդհանուր տեսությունից հետևում է, որ տիեզերքը պետք է սկիզբ և, հավանաբար, վերջ ունենա։

Ընդարձակվող տիեզերքը

Երբ անլուսին ու պարզկա գիշերը մեկը երկինք նայի, ապա երկնքում նրա տեսած ամենափայլուն երկնային մարմինները, հավանաբար, կլինեն Վեներա, Մարս, Յուպիտեր և Սատուռն մոլորակները։ Երկնակամարում կերևան նաև շատ մեծ թվով աստղեր, որոնք ճիշտ նման են մեր սեփական արևին, բայց մեզանից շատ հեռու են։ Այդ անշարժ աստղերի մի մասը թեև շատ աննշան, սակայն իրականում իրենց դիրքը փոխում են միմյանց նկատմամբ՝ արևի շուրջ երկրի պտույտի ընթացքում։ Հետևաբար, դրանք իրականում անշարժ չեն։ Դա այդպես է, որովհետև դրանք համեմատաբար մոտ են մեզ։ Քանի որ երկինքը պտտվում է արևի շուրջ, մենք մոտիկ գտնվող աստղերը տեսնում են տարբեր դիրքերից՝ ավելի հեռավոր աստղերի ֆոնի վրա։ Բարեբախտաբար դա հնարավորություն է տալիս անմիջականորեն չափել այդ աստղերի հեռավորությունը մեզանից․ որքան նրանք մոտ են մեզ, թվում է այնքան արագ են շարժվում։ Երկրին ամենամոտիկ աստղը, որը կոչվում է Կենտավրոսի Պրոկսիմա, երկրից հեռու է չորս լուսատարով (նրանից լույսը երկիր է հասնում չորս տարվա ընթացքում), կամ 23 միլիոն մղոնով։ Արդեն աչքով տեսանելի մյուս աստղերից շատերի հեռավորությունը մեզանից մինչև մի քանի հարյուր լուսատարի է։ Համեմատության համար ասենք, որ արևը երկրից հեռու է ութ լուսատարով։ Տեսանելի աստղերը գիշերային երկնակամարում ցրված են երևում, բայց իրականում կենտրոնացած են մի ծիրում, որը կոչվում է Ծիրկաթին։ Մի քանի աստղագետներ դեռևս 1750֊ին այն միտքն էին արտահայտել, թե Ծիրկաթինի տեսքը արդյունք է այն բանի, որ այն կազմող աստղերը սփռված են սկավառակաձև մի կոնֆիգուրացիայում, որի օրինակներից մեկն այսօր հայտնի պարուրաձև գալակտիկան է։ Աստղագետ սըր Ուիլյամ Հերշելը մի քանի տասնամյակ հետո միայն հաստատեց իր տեսակետի ճշտությունը՝ քրտնաջանորեն կազմելով մեծ թվով աստղերի հեռավորությունների և դիրքերի գրացուցակ։ Պետք է նշել սակայն, որ այդ պատկերացումը համընդհանուր ճանաչում գտավ լոկ մեր դարասկզբին։

Տիեզերքի ժամանակակից պատկերացման հիմքը դրվեց 1924֊ին, երբ ամերիկացի աստղագետ Էդվին Հաբլը ցույց տվեց որ տիեզերքում մեր գալակտիական միակը չէ։ Փաստորեն գոյություն ունեն շատ ուրիշ գալակտիկաներ, որոնք միմյանցից բաժանված են լայնատարած դատարկության գոտիներով։ Այդ բանը ապացուցելու համար Հաբլին հարկավոր էր որոշել գալակտիկաների հեռավորությունը, որոնք շատ հեռու լինելով մոտիկ գտնվող աստղերից, անշարժ են թվում։ Հաբլը ստիպված էր աննուղակի մի եղանակ օգտագործել այդ հեռավորությունները չափելու համար։ Աստղի թվացող պայծառությունը կախված է երկու գործոնից․ թե որքան լույս է արձակում այն (լուսատվություն) և ինչքան հեռու է գտնվում մեզանից։ Մենք կարող ենք չափել մոտիկ գտնվող աստղերի թվացող պայծառությունն ու հեռավորությունը, և դրանով որոշել աստղի լուսատվությունը։ Եվ հակառակը, եթե իմանանք աստղերի լուսատվություն այլ գալակտիկաներում, ապա նրանց թվացող պայծառությունը չափելով, կկարողանանք հաշվարկել նրանց հեռավորությունը։ Հաբլը նկատել էր, որ մեզ մոտիկ գտնվող որոշ տեսակի աստղեր մշտապես ունեն միևնույն լուսատվությունը և ենթադրել էր, որ եթե մենք նման աստղեր գտնենք այլ գալակտիկայում, ապա կարող ենք ընդունել, որ նրանց լուսատվությունը նույնն է և, այդպիսով հաշվել տվյալ գալակտիկայի հեռավորությունը։ Եթե մենք դա կարողանանք կատարել նույն գալակտիկային պատկանող մի քանի այդպիսի աստղերի համար և մեր հաշվումներով ստացված հեռավորությունները միշտ նույնը լինեն, ապա կարող ենք վստահ լինել մեր գնահատականի ճշտության մեջ։

Այս եղանակով Էդվին Հաբլը որոշեց 9 տարբեր գալակտիկաների հեռավորությունները։ Այսօր մեզ հայտնի է, որ մեր գալակտիկան մի քանի հարյուր հազար միլիոն գալակտիկաներից մեկն է տիեզերքում, որոնք ժամանակակից աստղադիտակների օգնությամբ կարելի է տեսնել, իսկ գալակտիկաներից յուրաքանչյուրն իր հերթին պարունակում է մի քանի հարյուր հազար միլիոն աստղ։

3.1 նկարում պատկերված է մի պարուրաձև գալակտիակյի լուսանկար, ինչը, մեր կարծիքով, նման է այն պատկերին, որը կերևար մեկ այլ գալակտիկայից մերին նայելիս։ Մենք ապրում ենք մի գալակտիկայում, որն ունի մոտ հարյուր հազար լուսատարի ձգվածություն և դանդաղ պտտվում է։ Աստղերը նրա պարուրաձև բազուկներում պտտվում են կենտրոնի շուրջ մի քանի միլիոն տարին մեկ անգամ։ Մեր արևը հենց սովորական, միջին մեծության մի դեղին աստղ է, որը գտնվում է պարուրաձև բազուկներից մեկի ներքին եզրում։ Ինչպես տեսնում ենք, մենք Արիստոտելի և Պտղոմեոսի պատկերացումներից շատ հեռուն ենք գնացել, երբ մտածում էինք, որ երկիրը անշարժ է և գտնվում է տիեզերքի կենտրոնում։

Աստղերն այնքան հեռու են, որ երկնակամարում երևում են որպես լուսավոր փոքրիկ կետեր։ Նրանց ոչ չափը, ոչ էլ ձևը չենք կարողանում տեսնել։ Հարց է ծագում, թե այդ դեպքում ինչպե՞ս են միմյանցից զանազանվում առանձին աստղերի տարբեր խմբերը։ Աստղերի ճնշող մեծամասնության համար կա դիտելի միայն մեկ հատկանշանական առանձնահատկություն, դա նրանց լույսի գույնն է։ Դեռևս Նյուտոնը հայտնագործել էր, որ երբ արևի լույսն անցնում է եռանկյունաձև ապակու կտորի միջով, որը կոչվում է պրիզմա, տրոհվում է բաղադրիչ գույների (լույսի սպեկտր), ինչպես, օրինակ, ծիածանը։ Աստղադիտակն ուղղելով մի առանձին աստղի կամ գալակտիկայի վրա, նման ձևով կարելի է դիտարկել աստղի կամ գալակտիկայի սպեկտրը։ Տարբեր աստղեր ունեն տարբեր սպեկտրներ, սակայն տարբեր գույների հարաբերական պայծառությունը ստացվում է ճիշտ այնպիսին, ինչ սպասելի էր, եթե լույս արձակող առարկան գտնվեր շիկակարմիր փայլող վիճակում։ (Փաստորեն շիկակարմիր, փայլող, անթափանց առարկայի արձակած լույսն ունի հատկանշական մի սպեկտր՝ ջերմային սպեկտր, որը կախված է միայն ջերմաստիճանից։ Դա նշանակում է, որ կարելի է որոշել աստղի ջերմաստիճանը նրա լույսի սպեկտրով)։ Ավելին, հայտնաբերվել է, որ որոշակի առանձնահատուկ գույներ բացակայում են աստղի սպեկտրում և այդ բացակա գույները տարբեր աստղերի համար կարող են տարբեր լինել։ Քանի որ հայտնի է, յուրաքանչյուր քիմիական տարր կլանում է որոշակի գույների հատկանշական մի շարք, ապա զուգադրելով աստղերի սպեկտրներում բացակա գույները մենք կարող ենք ճշգրտորեն որոշել, թե աստղի մթնոլորտում ինչպիսի քիմիական տարրեր կան։

1920֊ական թվականներին, երբ աստղագետներն սկսեցին ուսումնասիրել այլ գալակտիկաների աստղերի սպեկտրները շատ տարօրինակ մի փաստ արձանագրեցին։ Պարզվեց, որ մեր սեփական գալակտիկայի աստղերի նման, այլ գալակտիկաներում գտնվող աստղերի սպեկտրներում էլ են առակա բացակա գույների նույն բնորոշ շարքերը, բայց միևնույն հարաբերական չափով տեղաշարժված դեպի սպեկտրի կարմիր ծայրը։ Այս երևույթի նշանակությունը ըմբռնելու համար պետք է իմանալ թե ի՞նչ բան է Դոպլերի էֆեկտը։ Ինչպես արդեն գիտենք, տեսանելի լույսն իրենից ներկայացնում է էլեկտրամագնիսական դաշտի ֆլուկտուացիա կամ ալիք։ Լուսնի հաճախականությունը (մեկ վայրկյանում տեղաշարժվող ալիքների թիվը) շատ մեծ է և հասնում է վայրկյանում չորսից մինչև յոթը հարյուր միլիոն միլիոն ալիքի։ Մարդու աչքը լուսնի տարբեր հաճախականությունները տեսնում է որպես տարբեր գույներ, ընդ որում՝ ցածր հաճախականությունները լինում են սպեկտրի կարմիր տիրույթում, իսկ բարձր հաճախականությունները՝ կապույտ տիրույթում։ Այժմ պատկերացնենք, թե երկրից հաստատուն հեռավորության վրա գտնվող մի լուսատու աղբյուր, ասենք մի աստղ, հաստատուն հաճախականությամբ լույսի ալիքներ է արձակում։ Մեզ հասած լույսի հաճախականությունը (գալակտիկայի ձգողական դաշտը բավարար չափով հզոր չէ լույսի ալիքի վրա էականորեն ազդելու համար) կլինի ճիշտ նույնը, ինչպիսին եղել է արձակման պահին։ Այժմ ենթադրենք, թե լույսի աղբյուրն սկսում է շարժվել դեպի մեզ։ Այս դեպքում հաջորդ ալիքի արձակման պահին լույսի աղբյուրը մեզ ավելի մոտ կլինի, և, հետևաբար ալիքը մեզ ավելի կարճ ժամանակում կհասնի անշարժ աստղից եկածի համեմատ։ Դա նշանակում է, որ մեզ հասնող ալիքի երկու հաջորդական գագաթների միջև եղած ժամանակը կփոքրանա, և, հետևաբար մեկ վայրկյանում երկիր հասած ալիքների թիվը (այսինքն՝ լույսի հաճախականությունը) ավելի մեծ կլինի անշարժ լուսաղբյուրից եկած լույսի համեմատ։ Նույն ձևով, եթե լույսի աղբյուրը մեզանից հեռանում է, ապա մեզ հասնող ալիքի հաճախականությունը կփոքրանա։ Այսպիսով, երբ աստղը մոտենում է երկրին, նրա լույսի սպեկտրում կկատարվի տեղաշարժ դեպի սպեկտրի կապույտ տիրույթը (կապույտ շեղում), իսկ երբ աստղը հեռանում է երկրից՝ տեղաշարժը կլինի դեպի սպեկտրի կարմիր տիրույթը (կարմիր շեղում)։ Ալիքի հաճախականության և առարկայի շարժման արագության միջև եղած այս կապը կոչվում է Դոպլերի էֆեկտ, որը դիտվում է առօրյա կյանքում։ Օրինակ, ուշադիր լսիր ճանապարհով շարժվող ավտոմեքենաների ձայնը․ երբ մեքենան մոտենում է, նրա շարժիչի ձայնի տոնը բարձրանում է (համապատասխանում է ձայնի ալիքների հաճախականության մեծացմանը), իսկ երբ այն անցնում և հեռանում է, ձայնի տոնն իջնում է։ Լույսի և ռադիոալիքների վարքը նույնն է։ Հետևաբար ավտոտեսուչը, օգտվելով Դոպլերի էֆեկտից, չափելով մեքենայից անդրադարձած ռադիոալիքների բաբախման հաճախականությունը, կարող է որոշել մեքենայի շարժման արագությունը։

Այլ գալակտիակների գոյությունն ապացուցելուց տարիներ հետո Հաբլը ձեռնամուխ եղավ նրանց հեռավորությունների գրացուցակ կազմելու և սպեկտրերն ուսումնասիրելու գործին։ Այն ժամանակ շատերը կարծում էին, թե գալակտիկաների շարժումը բացարձակապես անկանոն է, և, հետևաբար պետք է լինեին բազմաթիվ կարմիր և կապույտ շեղումներ։ Ուստի ուղղակի զարմանալի էր 1929 թվականին Հաբլի այն հրապարակումը, թե գալակտիկաների կարմիր շեղման մեծությունը նույնպես անկանոն չէ, այլ ուղիղ համեմատական է գալակտիակյի հեռավորությանը երկրից։ Կամ, այլ կերպ ասած, որքան գալակտիկան հեռու է, այն այնքան ավելի արագ է հեռանում։ Այդ ամենը վկայում էր, որ տիեզերքն անշարժ լինել չի կարող, ինչպես նախապես ենթադրվում էր, այլ, փաստորեն, ընդարձակվում է, և գալակտիկաների միջև եղած հեռավորությունը շարունակ մեծանում է։

Տիեզերքի ընդարձակման փաստի հայտնագործումը XX դարում մարդկային մտքի խոշոր հեղաշրջումներից մեկն է։ Հետադարձ հայացք գցելիս կարելի է զարմանալ, թե ինչո՞ւ անցյալում ոչ ոք չէր մտածել այդ մասին։ Նյուտոնի և մյուսների համար դժվար չէր ըմբռնել, որ անշարժ տիեզերքն ի վերջո գձողական ուժի ազդեցության տակ պիտի սկսեր սեղմվել։ Պատկերացնենք, սակայն, որ տիեզերքն ընդարձակվող է։ Եթե այն ընդարձակվում է բավականին դանդաղ, ապա ձգողության ուժը ի վերջո կստիպի, որ ընդարձակումը դադարի, և սկսվի սեղմումը։ Սակայն եթե ընդարձակումն ընթանում է որոշակի կրիտիկականից ավելի մեծ արագությամբ, ապա ձգողությունը երբեք չի կարող այնքան ուժեղ լինել՝ այն դադարեցնելու, և տիեզերքն ընդմիշտ կշարունակի ընդարձակվել։ Դա մասամբ նման է այն բանին, երբ մենք երկրից հրթիռ ենք արձակում։ Եթե հրթիռի արագությունը բավականաչափ մեծ չէ, ապա ի վերջո երկրի ձգողությունը կդադարեցնի նրա շարժումը, և հրթիռը վայր կընկնի։ Մյուս կողմից, սակայն, եթե հրթիռի արագությունը մեծ է համապատասխան կրիտիկական արժեքից (վայրկյանում մոտ 7 մղոն․ 112 կմ/վ), ապա ձգողության ուժը բավարար չէ նրան վայր գցելու համար, ուստի հրթիռը կշարունակի իր ընթացքը անընդհատ և կհեռանա երկրից։ Տիեզերքի նման վարքը կարելի էր կանխագուշակել տասնիններորդ, տասնութերորդ դարերում, նույնիսկ՝ XVII դարի վերջին, ելնելով հենց Նյուտոնի ձգողականության օրենքից։ Սակայն անշարժ տիեզերքի մասին հավատն այնքան ուժեղ էր, որ այդ պատկերացումը գոյատևեց մինչև քսաներորդ դարի սկզբը։ Նույնիսկ Էնշտեյնը, երբ 1915 թվականին ձևակերպում էր հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը, այն աստիճան վստահ էր տիեզերքի կայունության հարցում, որ այդ պատկերացումը պահպանելու համար իր տեսությունը վերափոխեց՝ իր հավասարումների մեջ ներմուծելով, այսպես կոչված «տիեզերաբանական» մի հաստատուն։ Էնշտեյնը ներմուծեց մի նոր ուժ՝ «հակաձգողություն», որն, ի տարբերություն այլ ուժերի չէր բխում որևէ առանձնահատուկ աղբյուրից, այլ շաղկապված էր հենց տարածություն֊ժամանակի կառուցվածքի հետ։ Նա պնդում էր, որ տարածություն֊ժամանակն ունի ընդարձակվելու ներքին մի մղում և հենց դրանով հավասարակշռում է տիեզերքում բոլոր մարմինների միջև առկա ձգողությունը, ինչի արդյունքը և լինում է կայուն տիեզերքը։ Միայն մի մարդ գտնվեց, որ ընդհանուր հարաբերականությունը հոժարակամ ընդունեց իր իսկական իմաստով, և մինչ Էյնշտեյնն ու ուրիշ ֆիզիկոսներ փորձում էին ամեն կերպ խուսափել անկայուն տիեզերքի մասին ընդհանուր հարաբերականության կանխագուշակումից, ռուս ֆիզիկոս և մաթեմատիկոս Ալեքսանդր Ֆրիդմանը ձեռնամուխ եղավ դա բացատրելուն։

Ֆրիդմանը երկու շատ պարզ ենթադրություններ արեց տիեզերքի մասին․ տիեզերքը նույնանման է երևում անկախ այն բանից, թե մենք ի՞նչ ուղղությամբ ենք դիտում, և տիեզերքը նույնանման կերևա, եթե մենք այն դիտարկենք որևէ այլ տեղից։ Այս երկու ենթադրության շնորհիվ միայն Ֆրիդմանին հաջողվեց ցույց տալ, որ տիեզերքը ստատիկ լինել չի կարող։ Փաստորեն 1922֊ին, Էդվին Հաբլի հայտնագործությունից մի քանի տարի առաջ, Ալեքսանդր Ֆրիդմանը կանխագուշակեց ճիշտ այն, ինչ հայտնաբերեց Հաբլը։

Ենթադրությունն այն մասին, թե տիեզերքը բոլոր ուղղություններով նույնանման է երևում, իրականում ճիշտ չէ։ Օրինակ, ինչպես տեսանք, մեր գալակտիկայի մյուս աստղերը գիշերային երկնքում կազմում են որոշակի մի լուսավոր ծիր՝ Ծիրկաթինը։ Մյուս կողմից, երբ նայենք հեռավոր գալակտիկաներին, ապա նրանց թիվը մոտավորապես նույնն է թվում։ Հետևաբար, տիեզերքը բոլոր ուղղություններով նույնանման կերևա, եթե այն դիտարկենք միայն միջգալակտիկական հեռավորությանը համաչափելի մասշտաբով և անտեսենք այն տարբերությունները, որոնք առկա են փոքր հեռավորությունների վրա։ Դա երկար ժամանակ բավարար համարվեց Ֆրիդմանի ենթադրությունների ճշտության համար, որպես իրական տիեզերքի պատկերի կոպիտ մոտավորություն։ Բայց բոլորովին վերջերս, մի երջանիկ պատահականություն բացահայտեց, որ Ֆրիդմանի ենթադրությունները, փաստորեն, արտակարգ ճշտությամբ նկարագրում էին մեր տիեզերքը։

1965֊ին երկու ամերիկացի ֆիզիկոսներ՝ Առնո Պենզիասն ու Ռոբերտ Վիլսոնը Նյու Ջերսիի Բել Տելեֆոն ընկերության լաբորատորիայում փորձարկում էին մի շատ զգայուն միկրոալիքային դետեկտոր։ (Միկրոալիքները ճիշտ նման են լույսի ալիքներին, բայց նրանց հաճախականությունը վայրկյանում միայն տասը հազար միլիոն ալիքի կարգի է)։ Պենզիասն ու Վիլսոնն անհանգստացան, երբ համոզվեցին, որ իրենց դետեկտորը շատ ավելի աղմուկ է որսում, քան սպասվում էր։ Աղմուկը որևէ որոշակի ուղղությունից չէր գալիս։ Սկզբում դետեկտորի մեջ թռչնածերտ հայտնաբերեցին, այնուհետև սկսեցին խանգարող այլ հավանական հանգամանքներ որոնել, սակայն շուտով հրաժարվեցին այդ փնտրտուքներից։ Նրանց հայտնի էր, որ մթնոլորտի միջով եկող աղմուկը ուժեղ է լինում, երբ դետեկտորը դեպի երկնակամար ուղղված չէ, որովհետև մոտ հորիզոնից եկող լույսը մթնոլորտի ավելի խիտ շերտի միջով է անցնում, քան ուղիղ գլխավերևից իջնողը։ Հավելյալ աղմուկը նույնն էր, անկախ այն բանից, թե ինչ ուղղությամբ էր դետեկտորն ուղղված, հետևաբար աղմուկը գալիս էր արտամթնոլորտային տարածությունից։ Աղմուկը նույնն էր նաև գիշեր ու ցերեկ և ամբողջ տարվա ընթացքում, հակառակ այն բանի, որը երկիրը պտտվում էր իր առանցքի ու նաև արևի շուրջը։ Դա ցույց էր տալիս, որ ճառագայթումը գալիս էր Արեգակնային համակարգից, նույնիսկ մեր գալակտիկայից դուրս գտնվող աղբյուրից, այլապես աղմուկի ուժգնությունը տարբեր կլիներ երկրագնդի շարժումով պայմանավորված ընդունիչի փոփոխվող դիրքից կախված։ Պարզ է, որ ճառագայթումը դեպի մեզ գալու ճանապարհին անցնում է տեսանելի տիեզերքի մեծ մասով, և քանի որ այն նույնն է բոլոր ուղղություններով, ապա տիեզերքը ևս նույնը պետք է լինի ցանկացած ուղղությամբ, գոնե լայն մասշտաբով վերցված։ Այժմ մենք գիտենք, որ այս աղմուկի ուժգնությունն ինչ ուղղությամբ էլ չափվի, չի փոխվում ավելի քան մեկ հազարերոդ մասով։ Այսպիսով, Պենզիասն ու Վիլսոնը ակամա և անսպասելի կերպով հաստատեցին Ֆրիդմանի առաջին ենթադրության ճշմարտությունը։

Համարյա նույն ժամանակ հարևան Պրինստոնի համալսարանում աշխատող երկու այլ ֆիզիկոսներ՝ Բոբ Դիքը և Ջիմ Փիբլզը ևս սկսեցին հետաքրքրվել միկրոալիքներով։ Նրանց աշխատանքի հիմքում ընկած էր Ալեքսանդր Ֆրիդմանի աշակերտներից մեկի՝ Գեորգի Գամովի այն միտքը, թե նախնական տիեզերքը պետք է որ շատ տաք և խիտ եղած լիներ, սպիտակ շիկացած և փայլուն։ Դիքը և Ֆիբլզը մտածում էին, որ մենք դեռևս տեսնում ենք փայլող նախնական տիեզերքը, որովհետև նրա շատ հեռավոր մասերի լույսը հազիվ մեր օրերում է մեզ հասնում։ Սակայն, քանի որ տիեզերքն ընդարձակվում է, ապա այդ լույսը պետք է այն աստիճան տեղաշարժված լիներ դեպի կարմիր ճառագայթման տիրույթը, որ մեզ հասներ որպես միկրոալիքային ճառագայթում։ Դիքը և Փիբլզը սկսեցին նախապատրաստվել այդ ճառագայթյումը դիտարկելու։ Երբ այդ մասին իմացան Պենզիասն ու Վիլսոնը, գլխի ընկան, որ իրենք արդեն որսացել են նախնական տիեզերքից եկող ճառագայթումը։ Այս հայտնագործության համար Պենզիասն ու Վիլսոնը 1978 թվականին արժանացան Նոբելյան մրցանակի (ինչն, իհարկե, ծանր էր Դիքի և Ֆիբլզի համար՝ մի կողմ թողնելով դեռ Գամովին։)

Այն փաստը, որ ինչ ուղղությամբ էլ նայես, տիեզերքը նույնն է երևում, առաջին հայացքից կարող է մեզ ստիպել մտածել, թե երկիրը տիեզերքում առանձնահատուկ դիրք ունի։ Մասնավորապես այն փաստը, որ մեզ թվում է, թե բոլոր գալակտիկաները հեռանում են մեզանից, կարող է այն տպավորությունը թողնել, թե մենք պետք է տիեզերքի կենտրոնում գտնվենք։ Չմոռանանք, սակայն, որ գոյություն ունի այլընտրական մի բացատրություն ևս, երբ տիեզերքը դիտարկվում է այլ գալակտիկաներից, այն դարձյալ ամեն ուղղությամբ նույնատեսակ կարող է երևալ։ Ինչպես ասվեց, սա Ֆրիդմանի երկրորդ ենթադրությունն էր։ Մենք այս ենթադրության կողմ կամ դեմ որևէ գիտական փաստարկ չունենք։ Սակայն համեստությունը պահանջում է ընդունել այն, այլապես շատ ուշագրավ կլիներ, որ տիեզերքը բոլոր ուղղություններով նույնատեսակ լիներ լոկ մեր շրջապատում, բայց ոչ տիեզերքի այլ կետերի համար։ Ֆրիդմանի մոդելում բոլոր գալակտիկաները ուղղակի իրարից հեռանում են։ Վիճակը նման է օդապարիկի, որի վրա որոշ թվով կետեր են նկարված, իսկ օդապարիկը ընդարձակվում է։ Ընդարձակման հետ ցանկացած երկու կետերի միջև եղած հեռավորությունը մեծանում է, սակայն չի կարելի ասել, թե որևէ կետ ընդարձակման կենտրոնն է։ Ավելին, որքան կետերն իրարից հեռու են, նրանք այնքան արագ կհեռանան միմյանցից։ Նույն ձևով, Ֆրիդմանի մոդելում գալակտիկաների՝ միմյանցից հեռանալու արագությունը համեմատական է նրանց միջև եղած հեռավորությանը։ Այսպիսով, դա կանխագուշակում է, որ գալակտիկայի կարմիր շեղումը պետք է ուղիղ համեմատական լինի մեզանից նրա ունեցած հեռավորությանը, ճիշտ այնպես, ինչպես հաստատել էր Հաբլը։ Չնայած իր մոդելի հաջողությանն ու Հաբլի դիտարկումների կանխագուշակմանը, Ֆրիդմանի աշխատանքներն Արևմուտքին անհայտ մնացին, մինչև 1935 թվականին ամերիկացի ֆիզիկոս Հովարդ Ռոբերտսոնն ու անգլիացի մաթեմատիկոս Արթուր Ուոքերը նման մոդելներ առաջարկեցին՝ բացատրելու համար Հաբլի հայտնագործությունը՝ տիեզերքի համաչափ ընդարձակման մասին։

Այնուամենայնիվ, Ֆրիդմանն իր երկու հիմնական ենթադրությունների հիման վրա առաջարկել էր ընդարձակվող տիեզերքի միայն մեկ մոդել, թեև իրականում հնարավոր են երեքը։ Առաջին մոդելի դեպքում (որն առաջարկել էր Ֆրիդմանը) տիեզերքն ընդարձակվում է բավականին դանդաղ, ընդ որում տարբեր գալակտիկաների միջև գործող գրավիտացիոն ձգողությունն ստիպում է, որ ընդարձակումը դանդաղի և վերջապես կանգ առնի։ Այնուհետև գալակտիկաները սկսում են իրար մոտենալ, և տիեզերքը սեղմվում է։ Նկ․3.2֊ում ցույց է տրված, թե ինչպես է փոխվում երկու հարևան գալակտիկաների միջև եղած հեռավորությունը ժամանակի ընթացքում։ Այն սկսվում է զերոյից, աճում է մինչև առավելագույնը, ապա նվազում և նորից հասնում է զերոյի։ Երկրորդ մոդելը ցույց է տալիս, որ տիեզերքն այնքան արագ է ընդարձակվում, որ գրավիտացիոն ձգողականությունը երբեք չի կարողանում այն կասեցնել, թեև ինչ֊որ չափով դանդաղեցնում է։ Նկ․ 3.3֊ը ցույց է տալիս երկու հարևան գալակտիկաների միջհեռավորությունը այս մոդելում։ Այն սկսվում է զերոյից, աճում է արագ, իսկ ժամանակի ընթացքում երկու գալակտիկաները շարունակում են իրարից հեռանալ համաչափ արագությամբ։ Վերջապես, կա նաև լուծման 3-րդ մոդելը, որում տիեզերքը ընդարձակվում է հենց այնպիսի արագությամբ, որ նրա վերստին սեղմվելը (կոլապսվելը) հնարավոր չէ։ Նկ․ 3.4-ում ցույց է տրված, որ այդ դեպքում հեռավորությունը սկսում է զերոյից և աճում է մշտապես։ Սակայն այն արագությունը, որով գալակտիկաները հեռանում են իրարից, աստիճանաբար փոքրանում է, թեև զերոյի երբեք չի հասնում։

Ֆրիդմանի առաջին մոդելի ուշագրավ առանձնահատկությունն այն է, որ նրանում տիեզերքը տարածության մեջ անսահման չէ, բայց տարածությունն էլ որևէ սահմանագիծ չունի։ Ձգողության ուժն այնքան ուժեղ է, որ տարածությունն ինքն իր վրա կորացել է, ինչպես երկրի մակերևույթը։ Եթե մեկը ճամբորդի մի որոշակի ուղղությամբ երկրագնդի մակերևույթով, նա երբեք անանցանելի արգելքի չի հանդիպի և դուրս չի գլորվի այնտեղից, այլ ի վերջո կգա կհասնի այնտեղ, որտեղից դուրս էր եկել։ Ֆրիդմանի առաջին մոդելում տիեզերքը հենց այդպիսին է, սակայն եռաչափ է և ոչ թե երկչափ, ինչպես երկրագնդի մակերևույթը։ Չորրորդ չափը՝ ժամանակը, նույնպես վերջավոր է՝ նման երկու ծայր կամ սահմանագիծ՝ մի սկիզբ և մի վերջ ունեցող գծի։ Հետագայում կտեսնենք, որ երբ ընդհանուր հարաբերականույթունը միացվի քվանտային մեխանիկայի անորոշության սկզբունքի հետ, հնարավոր կդառնա, որ այդ երկուսն էլ՝ և՛ տարածությունը, և՛ ժամանակը, վերջավոր լինեն՝ առանց ծայրակետի սահմանագծի։

Այն միտքը, թե կարելի է տիեզերքի շուրջ պտտվել և վերադառնալ ելման կետ, լավ գիտական վիպագրության նյութ է, բայց դա գործնական մեծ նշանակություն ունենալ չի կարող, որովհետև կարելի է ցույց տալ, որ մինչև մարդ ավարտի իր ճամբորդությունը, տիեզերքը կսեղմվի (կկոլապսվի) իր զերոյական ծավալին։ Որպեսզի ճամփորդը վերադառնա ելման կետ տիեզերքի վախճանից առաջ, նա պետք լույսից ավելի արագ շարժվի, ինչը հնարավոր չէ։

Ֆրիդմանի առաջին մոդելի պարագյում, երբ տիեզերքն ընդարձակվում և սեղմվում է, տարածությունն ինքն իր վրա կորանում է երկրագնդի մակերևույթի նման։ Հետևաբար տիեզերքը չափերով վերջավոր է։ Երկրորդ մոդելի դեպքում, երբ տիեզերքն ընդարձակվում է ընդմիշտ, տարածությունը կորացած է այլ կերպ՝ ինչպես թամբի մակերևույթն է։ Հետևաբար այս դեպքում տարածությունն անսահման է։ Վերջապես, Ֆրիդմանի երրորդ մոդելի պարագայում, երբ ընդարձակումը տեղի է ունենում ճիշտ կրիտիկական արագությամբ, տարածությունը հարթ է (հետևաբար նույնպես անսահման է)։

Բայց Ֆրիդմանի ո՞ր մոդելն է նկարագրում մեր տիեզերքը։ Արդյո՞ք տիեզերքը պիտի դադարի ընդարձակվել ու սկսի սեղմվել, թե՞ առհավետ պիտի ընդարձակվի։ Այս հարցին պատասխանելու համար մենք պետք է իմանանք տիեզերքի ընդարձակման ներկայիս արագությունը և միջին խտությունը։ Եթե խտությունը փոքր է որոշակի կրիտիկական արժեքից, որը որոշվում է ընդարձակման արագությամբ, ապա գրավիտացիոն ձգողականությունը նույնպես թույլ կլինի ընդարձակումը կանգնեցնելու համար։ Եթե խտությունը մեծ է այդ կրիտիկական արժեքից, ապա ձգողությունը կդադարեցնի ընդարձակումը որոշ ժամանակ անց և կստիպի, որ տիեզերքը սեղմվի։

Տիեզերքի ընդարձակման ներկայիս արագությունը կարելի է որոշել Դոպլերի էֆեկտի օգնությամբ, չափելով մյուս գալակտիկաների՝ մեզանից հեռանալու արագությունը։ Սա կարելի է իրականացնել մեծ ճշտությամբ։ Սակայն գալակտիկաների հեռավորությունները ճշգրիտ հայտնի չեն, որովհետև մենք դրանք կարող ենք չափել միայն անուղղակի եղանակով։ Մեր ողջ իմացածն այն է, որ տիեզերքը յուրաքանչյուր հազար միլիոն տարում ընդարձակվում է 5֊ից 10 տոկոսով։ Դժբախտաբար, տիեզերքի այժմյան խտության մասին մեր գիտելիքներն ավելի անորոշ են։ Եթե գումարենք մեր և մյուս գալակտիկաների տեսանելի աստղերի զանգվածները, ապա ստացված ամբողջ քանակությունը չի անցնում այն զանգվածի մեկ հարյուրերորդական մասից, որը հարկավոր էր, որպեսզի տիեզերքի ընդարձակումը կանգ առներ՝ նույնիսկ ընդարձակման արագության նվազագույն արժեքի դեպքում։ Սակայն ինչպես մեր, այնպես էլ այլ գալակտիկաներ պիտի պարունակեն մեծ քանակությամբ «սև նյութ», որն ուղղակի տեսնել չենք կարող, բայց գիտենք, որ այն առկա է, որովհետև գրավիտացիոն ձգողությամբ ազդում է գալակտիկաներում գտնվող աստղերի շարժման հետագծերի վրա։ Դեռ ավելին, գալակտիկաներից շատերը հավաքված են կույտերով, և մենք նույն ձևով գալակտիկաների շարժման վրա թողած ազդեցությունից կարող ենք եզրակացնել, որ գալակտիկաների միջև այդ կույտերում «սև նյութ» կա։ Եթե ավելացնենք նաև այդ սև նյութի զանգվածը, ապա կունենանք ընդարձակումը կանգնեցնելու համար հարկավոր քանակության մեկ տասներորդի չափ զանգված։ Այնուամենայնիվ բացառված չէ նաև, որ կարող են լինել նյութի այլ ձևեր՝ տիեզերքում համաչափորեն տարածված, որոնք մենք դեռևս չենք կարողացել հայտնաբերել, և այսպիսով, տիեզերքի միջին խտությունն ավելի բարձր կլինի այն կրիտիկական արժեքից, որը հարկավոր է տիեզերքի ընդարձակումը կանգնեցնելու համար։ Հետևաբար այսօր դեռևս կարելի է ասել, որ տիեզերքն ընդմիշտ ընդարձակվելու է։ Բայց, վստահորեն կարելի է ասել նաև, որ եթե տիեզերքը կոլապսվելու է, ապա դա ավելի շուտ, քան տաս հազար միլիոն տարի հետո չի կարող լինել, քանի որ այն արդեն այդքան ժամանակ ի վեր ընդարձակվում է։ Բայց մտահոգվելու կարիք չկա, որովհետև, եթե մարդկությանը մինչ այդ չհաջողվի մեր Արեգակնային համակարգից դուրս գաղթօջախ ստեղծել, ապա մենք, շատ ավելի շուտ, մեր արևի հետ արդեն ոչնչացած կլինենք։

Ֆրիդմանի բոլոր լուծումներին առանձնահատուկ է այն, որ ինչ֊որ ժամանակ հեռավոր անցյալում (տասից քսան հազար միլիոն տարի առաջ) հարևան գալակտիկաների միջև հեռավորությունը եղել է զերո։ Այն ժամանակ, որը մենք անվանում ենք Մեծ պայթյուն, տիեզերքի խտությունը ևս տարածություն֊ժամանակի կորությունը անսահման մեծ են եղել։ Քանի որ մաթեմատիկան անզոր է անսահմանության դեպքում, ուստի հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը (որի վրա հիմնված են Ֆրիդմանի լուծումները) կանխագուշակում է, որ տիեզերքում կա մի կետ, որտեղ տեսությունն ինքը իր ուժը կորցնում է։ Այսպիսի կետը մաթեմատիկորեն կոչվում է եզակիություն (սինգուլյարություն)։ Մեր բոլորի գիտական տեսությունները փաստորեն ձևակերպված են՝ ելնելով այն ենթադրությունից, թե տարածություն֊ժամանակը ողորկ է և համարյա հարթ։ Հենց այդ պատճառով էլ Մեծ պայթյունի եզակիության կետում, որտեղ տարածություն֊ժամանակի կորությունը անսահման է, տեսությունն իր ուժը կորցնում է։ Սա նշանակում է, որ եթե նույնիսկ Մեծ պայթյունից առաջ որոշ դեպքեր տեղի ունեցել են, ապա դրանք կարելի է օգտագործել հետագայում կատարվելիքը որոշելու համար, որովհետև Մեծ պայթյունի կետում տեսությունը զրկվում է կանխագուշակելու կարողությունից։ Նույն ձևով, եթե մեզ հայտնի է հետևանքը, ապա մենք կարող ենք իմանալ, թե ինչ է եղել միայն Մեծ պայթյունից հետո, իսկ դրանից առաջ՝ ոչ։

Այսպիսով, մեզ համար նշանակություն չունի, թե ինչ դեպքեր են տեղի ունեցել Մեծ պայթյունից առաջ, քանի որ դրանք չեն կարող տեղ գտնել տիեզերքի գիտական մոդելում, դուրս են մնում մոդելից, և այդ պատճառով ասում ենք, որ ժամանակը սկիզբ է առել Մեծ պայթյունից։

Շատերը չէին պաշտպանում այն տեսակետը, թե ժամանակը սկիզբ է ունեցել, հավանաբար այն պատճառով, որ դա հակասում էր աստվածային ազատ միջամտությանը։ (Կաթոլիկ եկեղեցին, սակայն, համակրանքով ընդունեց Մեծ պայթյունի մոդելը և 1951 թվականին պաշտոնապես հայտարարեց, որ դա համապատասխանում է Աստվածաշնչին)։ Շատ փորձեր են եղել խուսափելու Մեծ պայթյունի գաղափարից։ Լայն տարածություն գտավ, այսպես կոչված, կայուն վիճակի տեսությունը։ Այս առաջարկությունն արեցին1948֊ին ֆաշիստների գրաված Ավստրիայից փախած Հերման Բոնդին և Թոմաս Գոլդը, անգլիացի Ֆրեդ Հոլլի հետ միասին, որը պատերազմի ժամանակ նրանց հետ աշխատել էր ռադարի կատարելագործման վրա։ Այս տեսության էությունն այն էր, որ միմյանցից հեռացող գալակտիկաների միջև առաջացած ճեղքվածքում շարունակաբար նոր գալակտիկաներ են ծնվում՝ անընդհատ առաջացող նոր նյութից։ Հետևաբար տիեզերքը նույնանման պետք է երևա բոլոր ժամանակներում և բոլոր կետերից։ Կայուն վիճակի տեսությունը պահանջում էր փոփոխություն մտցնել ընդհանուր հարաբերականության մեջ՝ հաշվի առնելու համար նյութի շարունակական առաջացումը։ Պետք է ասել, սակայն, որ նյութի առաջացման այդ արագությունը շատ փոքր էր (տարեկան մեկ մասնիկ մեկ խորանարդ կիլոմետրում) և փորձին չէր հակասում։ Համաձայն առաջին գլխում տրված բացատության, լավ է այն գիտական տեսությունը, որը պարզ է և ի վիճակի է այնպիսի կանխագուշակումներ անել, որոնք կարելի է փորձնականորեն ստուգել։ Այս կանխագուշակումներից մեկն այն էր, որ գալակտիկաների կամ նման առարկաների թիվը տարածության որևէ որոշակի ծավալում պետք է նույնը լինի, անկախ տեղից և դիտարկման ժամանակից։ 1950֊ի վերջերին և 1960֊ի սկզբներին Քեմբրիջում մի խումբ աստղագետներ, Մարտին Ռայլի ղեկավարությամբ (որը Բոնդի, Գոլդի և Հոլլի հետ պատերազմի ժամանակ նույնպես աշխատել էր ռադարի վրա) սկսեցին ուսումնասիրել հեռավոր տարածությունից առաքված ռադիոալիքների աղբյուրները։ Քեմբրիջյան խումբը ցույց տվեց, որ այս ռադիոաղբյուրների մեծ մասը մեր գալակտիկայից դուրս է գտնվում (իրոք շատ աղբյուրներ կարելի էր նույնացնել այլ գալակտիկաների հետ) և թույլ աղբյուրների թիվը ուժեղների համեմատ շատ ավելի մեծ է։

Նրանք եզրակացրին, որ ուժեղ աղբյուրները մեզ մոտիկ են, իսկ թույլերը՝ հեռու։ Հետագայում պարզվեց, որ մոտիկ գտնվող աղբյուրների թիվը միավոր ծավալում ավելի փոքր է, քան հեռու գտնվող աղբյուրների թիվը։ Սա նշանակում էր, որ մենք գտնվում ենք տիեզերքի մի մեծ հատվածի կենտրոնում, որում ճառագայթող աղբյուրների թիվն ավելի փոքր է, քան այլուր։ Դա կարող էր նշանակել նաև, որ անցյալում, երբ ռադիոալիքները սկսել են շարժվել դեպի մեզ, ճառագայթող աղբյուրների թիվը տիեզերքում ավելի մեծ է եղել, քան այսօր։ Երկու բացատրություններն էլ հակասում էին կայուն վիճակի տեսությանը։ Դեռ ավելին, 1965֊ին Պենզիասի և Վիլսոնի մեկրոալիքային ճառագայթման հայտնագործությունը նշանակում էր, որ անցյալում տիեզերքն ավելի խիտ է եղել, քան այժմ։ Այսպիսով հարկ եղավ հրաժարվել կայուն վիճակի տեսությունից։

1963֊ին երկու ռուս գիտնականներ՝ Եվգենի Լիֆշիցը և Իսահակ Խալատնիկովը փորձեցին հրաժարվել Մեծ պայթյունից և, հետևաբար, այն մտքից, թե ժամանակը սկիզբ է ունեցել։ Նրանց կարծիքով՝ Մեծ պայթյունը ֆրիդմանյան մոդելների առանձնահատկությունն է, որոնք տալիս են տիեզերքի միայն մոտավոր պատկերացում։ Տիեզերքի բոլոր մոտավոր մոդելներից միայն Ֆրիդմանի մոդելներն են, որ ունեն Մեծ պայթյունի եզակիություն։ Ֆրիդմանի մոդելների համաձայն, բոլոր գալակտիկաները հեռանում են միմյանցից, հետևաբար բնավ զարմանալի չէ, որ անցյալում ինչ֊որ ժամանակ բոլորը նույն տեղում եղած լինեն։ Իրականում, սակայն, գալակտիկաները ոչ միայն միմյանցից հեռանում են, այլ ունեն նաև կողմնային շարժման փոքր արագություններ։ Այսպիսով իրականում հազիվ թե նրանք բոլորը նույն տեղում գտնվեին, այլ կգտնվեին իրար շատ մոտ մի տիրույթում։ Թերևս, ուրեմն, ներկայիս ընդարձակվող տիեզերքը առաջացել է ոչ այնքան Մեծ պայթյունի եզակիությունից, որքան նախօրոք սեղմված մի փուլից։ Երբ տիեզերքը կոլապսվում է, ոչ բոլոր մասնիկներն են մերձենում իրար, այլ մեկը մյուսի կողքով է անցնում, իսկ այնուհետև հեռանալով իրարից, առաջացնում են այժմյան ընդարձակվող տիեզերքը։ Այսպիսով, ինչպե՞ս կարելի է ասել, թե իրական տիեզերքը կարող էր սկիզբ առնել Մեծ պայթյունից։ Փաստորեն Լիֆշիցը և Խալատնիկովը շարունակեցին ուսումնասիրել մոտավորապես այնպիսի մոդելներ, ինչպիսիք առաջարկել էր Ֆրիդմանը, միայն այն տարբերությամբ, որ այստեղ հաշվի էին առնվում գալակտիկաների շարժման որոշ անհարթությունները և անկանոն կողմնային արագությունները։ Նրանք ցույց տվեցին, որ թեև գալակտիկաները այլևս ուղղակիորեն իրարից չէին հեռանում, սակայն հնարավոր է, որ սկիզբ առած լինեն Մեծ պայթյունից։ Համենայն դեպս այս բանը տեղի կունենար բացառիկ մի քանի մոդելների համար, երբ բոլոր գալակտիկաները շարժվեցին ճիշտ պահանջված ուղղությամբ։ Նրանք փաստարկում էին նաև այն, թե, քանի որ շատ ավելի մեծ թվով ֆրիդմանատիպ մոդելներ կարող են լինել առանց Մեծ պայթյունի եզակիության, ուստի կարելի է եզրակացնել, որ իրականում Մեծ պայթյուն չի եղել։ Հետագայում նրանք գտան, որ գոյություն ունի ֆրիդմանյան մոդելների մի լայն դաս, որը եզակիություն ունի, և պարտադիր չէ, որ գալակտիկաները շարժվեն հատուկ ձևով։ Այսպիսով 1970 թվականին նրանք հրաժարվեցին իրենց պահանջից։

Լիֆշիցի և Խալատնիկովի աշխատությունն արժեքավոր է այն իմաստով, որ ցույց տվեց, որ տիեզերքը կարող է միայն մեկ եզակիություն ունենալ, մի Մեծ պայթյուն, եթե ճիշտ է հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը։ Նրանց սակայն չհաջողվեց լուծել վճռական հարցը։ Արդյո՞ք ընդհանուր հարաբերականությունը կանխագուշակում է, որ մեր տիեզերքը պետք է ունեցած լինի Մեծ պայթյուն և ժամանակի կսիզբ։ Այս հարցի պատասխանը տրվեց 1965֊ին, երբ անգլիացի մաթեմատիկոս և ֆիզիկոս Ռոջեր Պենրոուզը ներմուծեց հարցի քննարկման բոլորովին այլ մի մոտեցում։ Օգտագործելով լուսակոների վարքագիծը ընդհանուր հարաբերականության մեջ և այն փաստը, որ ծանրության ուժը ձգողական բնույթ ունի, Պենրոուզը ցույց տվեց, որ իր ծանրության ուժի տակ կոլապսվող աստղը շրջափակվում է մի մարզում, որի մակերեսն ի վերջո նվազում է մինչև զերո։ Եվ որովհետև մակերեսը դառնում է զերո, ապա ծավալը նույնպես կդառնա զերո։ Աստղի ողջ զանգվածը կսեղմվի զերո ծավալով տիրույթում, որի հետևանքով նյութի խտությունը և տարածություն֊ժամանակի կորությունը կդառնան անսահման։ Այլ կերպ ասած, տարածություն֊ժամանակի որոշակի տիրույթում առաջանում է մի եզակիություն, ինչը հայտնի է որպես սև խոռոչ։

Առաջին հայացքից թվում էր, որ Պենրոուզի ստացած արդյունքը վերաբերում էր լոկ աստղերին։ Ոչինչ չէր ասված այն մասին, թե արդյո՞ք տիեզերքն ամբողջությամբ վերցրած անցյալում ունեցել է Մեծ պայթյունի եզակիություն։ Երբ Պենրոուզը ներկայացրեց իր թեորեմը, ես սովորում էի ասպիրանտուրայում և հուսահատորեն փնտրում էի այնպիսի մի հիմնահարց, որ հնարավոր դարձներ իմ դոկտորական ատենախոսության ավարտը։ Երկու տարի առաջ ախտորոշել էին, որ ես տառապում եմ ԱԿՍ֊ով, որը սովորաբար կոչվում է Լու Գեհրիգի, կամ շարժողական նեյրոնի հիվանդություն, և հասկացրել էին, որ ես ընդամենը մեկ կամ երկու տարվա կյանք ունեմ։ Իրերի այսպիսի վիճակում հազիվ թե իմաստ ունենար դոկտորական ատենախոսության վրա աշխատելը, քանի որ չէի մտածում, որ կապրեմ այդքան երկար։ Սակայն, երկու տարին արդեն անցել էր, և իմ վիճակը այնքան էլ վատ չէր։ Դեռ ավելին, առողջական վիճակս այնպիսին էր, որ նշանվել էի սքանչելի մի աղջկա՝ Ջեյն Ուայլդի հետ։ Բայց ամուսնանալու համար ինձ աշխատանք էր հարկավոր, իսկ աշխատանք գտնելու համար՝ դոկտորական աստիճան։

1965 թվականին ես ուշադիր կարդացի Պենրոուզի թեորեմը այն մասին, որ երբ որևէ մարմին ենթարկվում է գրավիտացիոն կոլապսի, վերջում պետք է մի եզակիություն առաջանա։ Անմիջապես գլխի ընկա, որ եթե Պենրոուզի թեորեմի մեջ ժամանակի ուղղությունը շրջենք, այսինքն մարմնի սեղմվելը փոխարինենք նրա ընդարձակումով, ապա թեորեմի պայմանները կմնան ուժի մեջ այն պայմանով, որ տիեզերքը մոտավորապես լինի այնպիսին, ինչպիսին լայն մասշտաբով վերցված Ֆրիդմանի մոդելն է։ Պենրոուզի թեորեմը ցույց տվեց, որ ցանկացած կոլապսվող աստղ պետք է վերջ գտնի եզակիության առաջացումով։ Միաժամանակ շրջված ժամանակի փաստարկը բացահայտեց, որ ցանկացած ֆրիդմանատիպ ընդարձակվող տիեզերք եզակիությամբ պիտի սկսվեր։ Զուտ տեխնիկական պատճառներով Պենրոուզի թեորեմը պահանջում էր, որ տիեզերքն անսահման լինի տարածության մեջ։ Այս բանը ես կարողացա փաստորեն օգտագործել ապացուցելու համար, որ եզակիություն կառաջանար լոկ այն դեպքում, երբ տիեզերքը ընդարձակվեր այնպիսի արագությամբ, որը բացառեր կոլապսի կրկնությունը։ (Քանի որ միայն այդպիսի ֆրիդմանյան մոդելներն են անսահման տարածության մեջ)։

Հաջորդ մի քանի տարիների ընթացքում ես մշակեցի մի նոր մաթեմատիկական ապարատ, որպեսզի այս և այլ տեխնիկական պայմաններից մաքրեմ եզակիությունների առաջացումն ապացուցող թեորեմները։

Վերջնական արդյունքն եղավ այն հաղորդագրությունը, որը Պենրոուզն ու ես հրատարակեցինք 1970֊ին, որտեղ վերջնականապես ապացուցվեց, որ մի Մեծ պայթյունի եզակիություն պետք է եղած լինի, պայմանով, որ ճիշտ է ընդհանուր հարաբերականությունը, և տիեզերքը պարունակում է այնքան նյութ, որքան մենք դիտարկել ենք։ Մեր աշխատանքը շատ մեծ ընդդիմության հանդիպեց, մասամբ խորհրդային գիտնականների կողմից, գիտական դետերմինիզմի նկատմամբ նրանց տածած մարքսիստական աշխարհայացքի պատճառով, մասամբ էլ նրանց կողմից, ում համար անհանդուրժելի էր հենց եզակիության միտքը և փչացնում էր Էնշտեյնի տեսության հմայքը։ Այնուամենայնիվ, ոչ ոք չէր կարող վիճարկել մաթեմատիկական թեորեմը։ Հետևաբար, մեր աշխատանքը վերջապես ընդհանուր ճանաչում գտավ և գրեթե ամեն ոք ընդունեց, որ տիեզերքն առաջացել է Մեծ պայթյունի եզակիությունից։ Թերևս գիտության հեգնանքն է այն, որ այսօր ես փոխել եմ իմ կարծիքը և աշխատում եմ համոզել ուրիշ ֆիզիկոսների, որ տիեզերքի սկզբնավորման ժամանակ փաստորեն ոչ մի եզակիություն չի եղել և, ինչպես հետագայում կտեսնեք, այդ եզակիությունը կանհետանա, հենց որ հաշվի առնվեն քվանտային ներգործությունները։

Այս գլխում տեսանք, թե ինչպես հազարամյակների ընթացքում տիեզերքի մասին մարդկային մտքի ստեղծած պատկերացումները մի հիսնամյակից ավելի կարճ ժամանակում հսկայական փոփոխության ենթարկվեցին։ Այս ամենի համար ելակետ եղան Հաբլի հայտնագործությունը ընդարձակվող տիեզերքի մասին և այն բանի գիտակցումը, որ անծայրածիր տիեզերքում մեր մոլորակը աննշմարելի է։ Մինչ կուտակվում էին փորձնական և տեսական փաստերը, գնալով պարզ դարձավ, որ տիեզերքը ժամանակի մեջ պետք է որ մի սկիզբ ունեցած լինի։ 1970֊ին Պենրոուզն ու ես վերջնականապես ապացուցեցինք այս բանը՝ Էյնշտեյնի հարաբերականության ընդհանուր տեսության հիման վրա։ Սակայն հենց մեր ապացույցը ցույց տվեց, որ Էյնշտեյնի ընդհանուր հարաբերականության տեսությունն անկատար է։ Այդ տեսությունը մեզ չի կարող ասել, թե ինչպես է սկիզբ առել տիեզերքը, քանի որ այն կանխագուշակում է, որ բոլոր ֆիզիկական տեսությունները, ներառյալ նաև ինքը, կորցնում են իրենց ուժը, երբ հարցը վերաբերում է տիեզերքի սկզբնավորմանը։

Հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը մասնակի մի տեսություն լինելով հանդերձ, այնուամենայնիվ, ակնարկում է այն մասին, որ եզակիության թեորեմները նշանակում են, որ վաղ շրջանում եղել է մի ժամանակ, երբ տիեզերքն այնքան փոքր էր, որ չենք կարող այլևս անտեսել փոքր մասշտաբի այն երևույթները, որոնցով զբաղվում է քսաներորդ դարի մեկ այլ մասնակի հզոր տեսություն՝ քվանտային մեխանիկան։

Այս պատճառով, 1970֊ականների սկզբին ստիպված եղանք մեր ուշադրությունը շեղել արտակարգ ծավալունի տեսությունից դեպի արտակարգ փոքրի տեսությունը, ըմբռնելու համար տիեզերքի բուն էությունը։ Հաջորդ գլխում մենք կնկարագրենք քվանտային մեխանիկայի էությունը, որպեսզի պատրաստ լինենք հետագայում փորձել միավորելու այս երկու մասնակի հզոր տեսությունները մեկում՝ գրավիտացիոն քվանտային տեսության մեջ։

Անորոշության սկզբունքը

Գիտական մտքի հաջողությունները, մասնավորապես Նյուտոնի ձգողականության տեսությունը հիմք դարձան, որ տասնիներորդ դարի սկզբին ֆրանսիացի գիտնական մարկիզ դը Լապլասը պնդի, որ տիեզերքը լրիվ որոշադրական (դետերմինիստական) է, այսինքն՝ կամքի ազատություն չի կարող լինել։ Լապլասը գտնում էր, որ պետք է գոյություն ունենա գիտական օրենքների մի շարք, որով մենք ի վիճակի լինենք կանխատեսել տիեզերքում տեղի ունենալիք ամեն ինչ, եթե միայն մեզ հայտնի է տիեզերքի վիճակը որոշակի ժամանակում։ Օրինակ, եթե մեզ հայտնի են արևի և մոլորակների դիրքերն ու արագությունները ժամանակի որևէ պահի, ապա, օգտվելով Նյուտոնի օրենքներից, կարող ենք հաշվել Արեգակնային համակարգի վիճակը որևէ այլ ժամանակում։ Այստեղ ուշադրությունն ակնհայտ է, սակայն Լապլասն ավելի առաջ անցավ և ենթադրեց, որ նման օրենքներ կան ամենուրեք, ընդհուպ մինչև մարդկային վարքագիծը։

Գիտական որոշադրության ուսմունքը շատերի կողմից դիմադրության հանդիպեց․ նրանք մտածում էին, որ դա սահմանափակում էր աշխարհի գործերին Աստծո ազատ միջամտությունը։ Այնուամենայնիվ, գիտության մեջ այն շարունակեց մնալ որպես սովորական մի ենթադրություն մինչև քսաներորդ դարի սկիզբը։ Այդ տեսակետից հրաժարվելու առաջին նշաններից մեկն ակնհայտ դարձավ, երբ անգլիացի գիտնականներ լորդ Ռելեն և պ֊ն Ջեյմս Ջինսը ցույց տվեցին, որ տաք առարկայի կամ մարմնի, ինչպիսին աստղն է, կողմից էներգիայի առաքումը կատարվում է անսահմանափակ քանակով։ Համաձայն այդ ժամանակ տարածված կարծիքի, տաք մարմինը էլեկտրամագնիսական ալիքներ է արձակում (ռադիոալիքներ, տեսանելի լույս կամ ռենտգենյան ճառագայթներ) բոլոր հաճախականություններով համաչափ։ Օրինակ, կարծում էին, որ տաք մարմինը նույնաքանակ էներգիա է ճառագայթում ինչպես մեկից մինչև երկու միլիոն միլիոն ալիք վայրկյանում, այնպես երկուսից մինչև երեք միլիոն միլիոն ալիք վայրյկանում տիրույթենրի հաճախականություններով։ Այսինքն, քանի որ ալիքների թիվը վայրկյանում սահմանափակված չէ, ապա ճառագայթված գումարային էներգիան նույնպես պետք է անսահմանափակ լինի։^[5]

Այս ակնհայտ տարօրինակություններից խուսափելու համագերմանացի գիտնական Մաքս Պլանկը 1900֊ին մի միտք արտահայտեց․ այն է՝ ճառագայթող մարմինը չի կարող լուսային, ռենտգենյան կամ այլ ալիքային էներգիա առաքել կամայական քանակությամբ, այլ առաքում է որոշակի բաժիններով, որոնք նա անվանեց քվանտ։ Ավելին, յուրաքանչյուր քվանտ ունի որոշակի քանակի էներգիա, որն այնքան մեծ է, որքան բարձր է ալիքի հաճախականությունը, այնպես որ, բավականաչափ բարձր հաճախականության դեպքում մեկ քվանտի համար պահանջվում է ավելի էներգիա, քան հնարավոր է։ Այսպիսով բարձր հաճախականությունների տակ ճառագայթումը պետք է նվազի, և դրանով իսկ մարմնի էներգիա կորցնելու արագությունը պիտի լինի վերջավոր։

Թեև քվանտային հիպոթեզը շատ լավ բացատրեց տաք մարմնի ճառագայթման բնույթը, բայց նրա նշանակությունը որոշադրական առումով չիրականացավ մինչև 1926 թ․, երբ մի այլ գերմանացի գիտնական՝ Վերներ Հայզենբերգը ձևակերպեց իր նշանավոր անորոշության սկզբունքը։ Մի մասնիկի ապագա դիրքն ու արագությունը կանխագուշակելու համար մարդ պետք է կարողանա մեծ ճշտությամբ որոշել նրա ներկա դիրքն ու արագությունը։ Դրա համար պետք է մասնիկը լուսավորել։

Լույսի ալիքների մի մասը կցրվի մասնիկի կողմից, և դու ցույց կտա նրա դիրքը։ Սակայն հնարավոր չէ մասնիկի դիրքը որոշել ավելի մեծ ճշտությամբ, քան լույսի ալիքի գագաթների միջև եղած հեռավորությունը։ Հետևաբար մասնիկի դիրքը ճշգրիտ որոշելու համար անհրաժեշտ է օգտագործել կարճ ալիքի երկարություն ունեցող լույս։ Պլանկի քվանտային տեսության համաձայն, չի կարելի օգտագործել լույսի կամայական փոքր քանակություն, այլ առնվազն մեկ քվանտ։ Մասնիկի և այդ քվանտի բախման հետևանքով առաջինի արագությունը կմեծանա, որի չափը դժվար է կանխորոշել։ Ավելին, դիրքի որոշման բարձր ճշտության համար անհրաժեշտ է օգտագործել կարճալիք լույս, այսինքն՝ մեծ էներգիա ունեցող քվանտ։ Հետևաբար, մասնիկի արագության խոտորումը կլինի ավելի մեծ։ Այլ խոսքով ասած, որքան մեծ ճշտությամբ որոշվի մասնիկի դիրքը, այնքան փոքր կլինի նրա արագության որոշման ճշտությունը, և՝ հակառակը։ Հայզենբերգը ցույց տվեց, որ մասնիկի դիրքի և արագության որոշման անորոշությունների և զանգվածի արտադրյալը չի կարող ավելի փոքր լինել մի որոշակի մեծությունից, որը հայտնի է որպես Պլանկի հաստատուն։ Ավելին, այդ սահմանը կախված չէ այն բանից, թե ինչպիսի մասնիկ է դա, և ինչպես են որոշվում նրա դիրքն ու արագությունը։ Հայզենբերգի անորոշության սկզբունքը աշխարհի հիմնարար, անխուսափելի հատկանիշն է։

Անորոշության սկզբունքը մեծ նշանակություն ունեցավ աշխարհընկալման առումով։ Այս բանը նույնիսկ ավելի քան հիսուն տարի անց դեռևս լրիվ չի գնահատվել փիլիսոփաների կողմից և բանավեճի առիթ է տալիս նաև այսօր։ Անորոշության սկզբունքը վերջ տվեց գիտության տեսության մասին լապլասյան երազանքին, այսինքն՝ տիեզերքի լրիվ որոշադրական պատկերացմանը։ Եթե հնարավոր չէ նույնիսկ տիեզերքի այժմյան վիճակը ճշգրտորեն որոշել, ապա, իհարկե, չի կարեի ճշգրտորեն կանխագուշակել նրա ապագա դեպքերը։ Թերևս կարելի է ենթադրել, որ մի գերբնական էակ կարող է դիտարկել տիեզերքի ներկա վիճակը առանց այն խախտելու, և նրա համար կա դեպքերի ընթացքը կատարելապես որոշող օրենքների մի շարք։ Այնուամենայնիվ, տիեզերքի այդպիսի մոդելները մեզ՝ սովորական մահկանացուներիս համար ոչ մի հետաքրքրություն չեն ներկայացնի։

Թվում է, լավագույնը, Օկամի ածելի կոչված խնայողության սկզբուքն օգտագործելն ու տեսությունից կտրել, դեն նետելն է այն ամենը, ինչն ուղղակի դիտարկման ենթակա չէ։ Ահա այսպիսի մոտեցմամբ Հայզենբերգը, Էրվին Շրյոդինգերը և Պոլ Դիրակը 1920֊ական թվականներին մեխանիկան վերաձևակերպեցին մի նոր տեսության, որը կոչվում է քվանտային մեխանիկա և հիմնված է անորոշության սկզբունքի վրա։ Այս տեսության մեջ մասնիկները չեն առանձնանում ճշգրիտ որոշված դիրքերով և արագություններով, դրանք հնարավոր չէ դիտարկել։ Ընդհակառակը, դրանք գտնվում են քվանտային վիճակում, որը դիրքի ու արագության համակցություն է։

Ընդհանուր առմամբ տվյալ դեպքի համար քվանտային մեխանիկան որոշակի արդյունք չի կանխագուշակում։ Փոխարենը կանխագուշակում է հնարավոր մի քանի տարբեր հետևանքներ և տալիս յուրաքանչյուրի հավանականությունը։ Այսպես, եթե նույնասկիզբ մեծ թվով համանման համակարգերի համար կատարվել են նույն չափումները, արդյունքը որոշակի թվով դեպքերի համար կլինի A, այլ թվով դեպքերի համար՝ B և այլն։ Կարելի է կանխագուշակել, թե արդյունքը մոտավորապես քանի անգամ կլինի A կամ B, բայց հնարավոր չէ կանխագուշակել յուրաքանչյուր չափման կոնկրետ արդյունքները։ Հետևաբար, քվանտային մեխանիկան գիտության մեջ մտցնում է պատահականության կամ անկանխագուշակելիության անխուսափելի մի տարր։ Էյնտշեյնը խիստ կերպով առարկեց դրան, հակառակ այն բանի, որ հենց ինքը շատ մեծ դեր խաղաց այդ գաղափարի զարգացման գործում։ Բավական է ասել, որ նրան Նոբելյան մրցանակ շնորհվեց հենց այն մեծ ավանդի համար, որ նա ներդրել էր քվանտային տեսության ստեղծման գործում։ Այնուամենայնիվ, Էյնշտեյնը երբեք չհաշտվեց այն մտքի հետ, որ տիեզերքը կառավարվում է պատահականությամբ։ Նրա տարակուսանքը ամփոփված է նրա իսկ հայտնի հայտարարության մեջ․ «Աստված զառ չի խաղում»։ Սակայն, համարյա բոլոր գիտնականները ընդունեցին քվանտային մեխանիկան, որովհետև այն կատարելապես համընկնում էր փորձնական տվյալների հետ։ Արդարև քվանտային մեխանիկան դարձավ արտակարգ հաջողված մի տեսություն և համարյա ժամանակակից գիտության ու տեխնոլոգիայի հիմքն է։ Այս տեսությունը կառավարում է տրանզիստորների և միասնական շղթաների աշխատանքը, որոնք հեռուսատացույցների, հաշվողական մեքենաների և նման էլեկտրոնային սարքերի հիմնական բաղադրամասերն են։ Քվանտային մեխանիկան նաև կենսաբանության և ժամանակակից քիմիայի հիմքն է։ Ֆիզիկական գիտությունների այն բնագավառները, որտեղ քվանտային մեխանիկան առ այսօր հիմնավոր կերպով մուտք չի գործել, տիեզերքի ձգողականության ու խոշորամասշտաբ կառուցվածքի հարցերն են։

Չնայած լույսը կազմված է ալիքներից, շարժվում է ալիքաձև, սակայն Պլանկի քվանտային հիպոթեզը պնդում է, որ որոշ դեպքերում այն իրեն պահում է այնպես, կարծես մասնիկը կազմված լինի և կարող է առաքվել կամ կլանվել միայն մասերով՝ քվանտներով։

Մյուս կողմից՝ Հայզենբերգի անորոշության սկզբունքից բխում է, որ մասնիկները որոշ տեսակետից իրենց պահում են որպես ալիք, այսինքն՝ նրանք որոշակի տեղ չեն գրավում, այլ «ամպաձև», թեև որոշակի հավանականությամբ, բաշխված են տվյալ տարածքում։ Քվանտային մեխանիկայի տեսությունը հիմնված է բոլորովին նոր տեսակի մաթեմատիկայի վրա, որ իրական աշխարհն այլևս չի նկարագրում որպես մասնիկներ կամ ալիքներ, այլ որպես ալիքների ու մասնիկների մի երկվություն։ Որոշ նպատակներով հարմար է մասնիկները դիտարկել որպես ալիքներ, այլ նպատակների համար՝ ալիքները որպես մասնիկներ։ Դրա կարևոր հետևանքներից մեկը, որը կարելի է տեսնել, կոչվում է ինտերֆերենցիայի երևույթ՝ ալիքների և մասնիկների երկու շարքի միջև։ Ենթադրենք ալիքի մի շարքի գագաթները համընկել են մյուս շարքի փոսերի հետ։ Այդ դեպքում ալիքների երկու շարքը կոչնչացնեն միմյանց, արտաքուստ սպասվող՝ ալիքների ուժեղացման փոխարեն։

Լույսի ալիքների ինտերֆերենցիայի գեղեցիկ մի օրինակ է օճառի պղպջակի վրա գուների առաջացման երևույթը։ Դրա պատճառը պղպջակը կազմող ջրի բարակ թաղանթի՝ երկու կողմերից լույսի անդրադարձումն է։ Սպիտակ լույսը կազմված է տարբեր ալիքի երկարություն ունեցող կամ տարբեր գույն ունեցող լույսի ալիքներից։ Պղպջակի մի կողմից որոշ ալիքի երկարություններ ունեցող լույսի անդրադարձող ալիքների գագաթները կարող են հանդիպել մյուս կողմից անդրադարձող համապատասխան ալիքների փոսերին։ Այդ երկարության ալիքների համապատասխանող գույները կբացակայեն անդրադարձող լույսի մեջ, որի հետևանքով այն կերևա գունավոր։

Ինտերֆերենցիայի երևույթը դիտվում է նաև մասնիկների համար՝ քվանտային մեխանիկայի ներմուծած երկվության շնորհիվ։ Հանրահայտ օրինակ է, այսպես կոչված, երկու նեղ ճեղքերի փորձը (նկ․ 4.2):

Պատկերացնենք երկու զուգահեռ նեղ ճեղքեր ունեցող մի միջնապատ։ Այդ միջնապատի մի կողմում տեղադրենք որոշակի գույնի (այսինքն՝ որոշակի ալիքի երկարության) լուսաղբյուր։ Լույսի մեծ մասը կդիպչի միջնապատին, իսկ փոքր մասը կանցնի ճեղքերից։ Այժմ ենթադրենք միջնապատի մյուս կողմում տեղադրված է էկրան։ Էկրանի որոշ կետերի վրա կընկնեն ճեղքից անցած ալիքները։ Սակայն, սովորաբար, այն հեռավորությունը, որն անցնում լույսը աղբյուրից մինչև էկրան՝ երկու ճեղքերի միջով, տարբեր է։ Դա նշանակում է, որ ճեղքերից անցած ալիքները միևնույն փուլում չեն լինի էկրանին հասնելիս, ուստի էկրանի վրա որոշ տեղերում երկու ճեղքերից եկող ալիքները կոչնչացնեն միմյանց, այլ տեղերում՝ կուժեղացնեն։ Արդյունքում ստացվում է լուսավոր և խավար շերտերից կազմված լույսի ինտերֆերենցիայի նախշանկար։

Ուշագրավ է այն փաստը, որ ճիշտ նման պատկեր է ստացվում, երբ լույսի աղբյուրի փոխարեն դրվում է մասնիկների աղբյուր, օրինակ, որոշակի արագությամբ շարժվող էլեկտրոններ (դա նշանակում է, որ համապատասխան ալիքներն ունեն որոշակի երկարություն)։ Խիստ հատկանշական է, որ երբ միջնապատի վրա մեկ ճեղք կա, էկրանին շերտեր չեն ստացվում, այլ ստացվում է էլեկտրոնների կանոնավոր բաշխում։ Կարելի է մտածել, որ երկրորդ ճեղքը բացելիս էկրանի վրա յուրաքանչյուր կետին հարվածող էլեկտրոնների թիվը կաճի, բայց քանի որ տեղի է ունենում ինտերֆերենցիա, նշանակում է որոշ տեղերում էլեկտրոնների թիվը իրականում նվազում է։ Թվում է, թե, եթե էլեկտրոնները մեկ առ մեկ շարժվեն դեպի ճեղքերը, ապա նրանցից յուրաքանչյուրը միաժամանակ կարող է անցնել ճեղքերից միայն մեկով, կարծես թե էլեկտրոնի համար ճեղքերից միայն մեկը գոյություն ունենա, որով անցնելով էլեկտրոնները պետք է հավասարաչափ բաշխվեն էկրանի վրա։ Իրականում, սակայն, էլեկտրոնների մեկ առ մեկ անցման դեպքում անգամ ստացվում է շերտավոր պատկեր։ Մնում է եզրակացնել, որ յուրաքանչյուր էլեկտրոն պետք է անցնի երկու ճեղքերով միաժամանակ։

Մասնիկների ինտերֆերենցիայի երևույթի հայնտագործումը վճռական նշանակություն ունեցավ ատոմի կառուցվածքի էությունը իրապես ըմբռնելու համար։ Ատոմները քիմիայի և կենսաբանության հիմքը կազմող միավորներն են և այն շինարարական աղյուսները, որոնցով և՛ մենք, և՛ մեր շուրջ եղած ամեն ինչ կառուցված է։ Մեր դարաշրջանի սկզբներին մտածում էին, որ ատոմը կազմված է դրական լիցք ունեցող միջուկից, որի շուրջը շրջանաձև պտտվում են բացասական լիցք ունեցող էլեկտրոնները, ինչպես մոլորակները՝ արևի շուրջ։ Ենթադրվում էր, որ դրական և բացասական լիցքերի միջև ձգողությունը չեզոքացվում է, և էլեկտրոնները մնում են իրենց ուղեծրերում, ճիշտ այնպես, ինչպես արևի և մոլորակների միջև գրավիտացիոն ձգողությունն է մոլորակներին պահում իրենց ուղեծրերում։ Սակայն քվանտային մեխանիկայից առաջ եղած մեխանիկայի և էլեկտրականության օրենքներից հետևում էր, որ էլեկտրոնները աստիճանաբար էներգիա կորցնելով՝ պարուրաձև հետագծով պետք է ընկնեին միջուկի վրա։ Սա նշանակում էր, ատոմը և հետևապես նյութը ամբողջությամբ վերցրած, պիտի արագորեն կոլապսվեին մինչև անսահման խտություն ունեցող վիճակի։ Այս հարցն իր մասնակի լուծումը գտավ 1913 թվականին դանիացի գիտնական Նիլս Բորի կողմից։ Նա ենթադրեց, որ էլեկտրոնները չեն կարող պտտվել կենտրոնական միջուկից ցանկացած հեռավորության վրա, այլ շատ որոշակի, յուրահատուկ հեռավորությունների վրա են պտտվում։ Եթե ենթադրենք, որ միաժամանակ մեկ կամ երկու էլեկտրոն կարող են պտտվել այդ հեռավորություններից յուրաքանչյուրով, ապա դա կլուծի ատոմի կոլապսի խնդիրը, քանի որ էլեկտրոնները չեն կարող ամենափոքր հեռավորություն և էներգիա ունեցող ուղեծրից ավելի մոտիկ հեռավորության ուղեծիր անցնել։

Այս մոդելը շատ գեղեցիկ կերպով բացատրեց ամենապարզ ատոմի՝ ջրածնի կառուցվածքը, որի միջուկի շուրջը պտտվում է միայն մեկ էլեկտրոն։ Բայց հստակ չէր, թե այն ինչպես կարելի է տարածել ավելի բարդ ատոմների վրա։ Ավելին, սահմանափակ թվով թույլատրելի ուղեծրերի հարցը շատ կամայական է թվում։ Քվանտային մեխանիկայի նոր տեսությունը հաջողությամբ լուծում տվեց այս դժվարին հարցին։ Բացահայտվեց, որ միջուկի շուրջ պտտվող էլեկտրոնը կարելի է պատկերացնել որպես ալիք, որի երկարությունը կախված է նրա արագությունից։ Համապատասխան ուղեծրերի համար երկարությունը հավասար է ամբողջական թվով (հակառակ կոտորակային թվի) ալիքի երկարության։ Այդ ուղեծրի համար ալիքի գագաթի փոսը յուրաքանչյուր պտույտի համար կլինի նույն դիրքում, հետևաբար, ալիքները կգումարվեն․ այդ ուղեծրերը համապատասխանում են Բորի թույլատրելի ուղեծրերին։ Իսկ այն ուղեծրերը, որոնց երկարությունը հավասար չէ ամբողջական թվով ալիքի երկարության, թույլատրելի չեն, որովհետև այդ դեպքում յուրաքանչյուր գագաթ հաջորդ շրջապտույտի ժամանակ կոչնչացվի համապատասխան փոսի կողմից։

Ալիք֊մասնիկային երկվության մասին տեսանելի պատկերացում է տալիս ամերիկացի գիտնական Ռիչարդ Ֆեյնմանի առաջարկած, այսպես կոչված, պատմությունների գումարը։ Այս մոտեցման մեջ չի ենթադրվում, որ մասնիկը տարածություն ժամանակի մեջ ունի մի ուղի կամ մի պատմություն, ինչպես դասական կամ ոչ քվանտային տեսության մեջ։ Փոխարենը ենթադրվում է, որ մասնիկը A֊ից B գնում է ամեն հնարավոր ճանապարհով։ Յուրաքանչյուր ճանապարհ բնութագրվում է երկու թվով․ մեկը համապատասխանում է ալիքի չափին, մյուսը՝ դիրքին բոլորաշրջանի (ցիկլի) մեջ (այսինքն՝ որտեղ է գագաթին, որտեղ՝ փոսում)։ A֊ից B գնալու հավանականությունը կարեի է իմանալ բոլոր ուղիներով գնացող ալիքները գումարելով։ Ընդհանրապես, եթե մի խումբ հարևան ուղիներ համեմատենք, ապա դրանցում ալիքների դիրքերը կամ փուլերը իրարից շատ տարբեր կլինեն։ Սա նշանակում է, որ այդ ուղիներով շարժվող ալիքները գրեթե ճշգրտորեն իրար կմարեն։ Հետևաբար, այդ ուղիները թույլատրելի չեն լինի։ Սակայն որոշ հարևան ուղիների համար ալիքների փուլերը շատ չեն տարբերվի իրարից։ Այս ուղիների ալիքները իրար չեն մարի, այսինքն այս ուղիները համապատասխանում են Բորի թույլատրելի ուղեծրերին։

Օգտագործելով այս գաղափարը՝ մշակվեց համապատասխան մաթեմատիկական բանաձև և հնարավոր դարձավ հաշվել բոլոր թույլատրված ուղեծրերը ավելի բարդ, բազմաէլեկտրոն ատոմների համար, նույնիսկ մոլեկուլների համար, որոնք կազմված են մեկից ավելի միջուկների շուրջ պտտվող էլեկտրոններով իրար հետ կապված ատոմներից։ Քանի որ մոլեկուլների կառուցվածքը և միմյանց հետ նրանց փոխազդեցություններն ընկած են քիմիայի և կենսաբանության հիմքում, ապա քվանտային մեխանիկան թույլ է տալիս սկզբունքորեն կանխորոշել գրեթե այն ամենը, ինչ կատարվում է մեր շրջապատում, իհարկե, անորոշության սկզբունքի սահմաններում։ (Գործնականում, սակայն, մեծ թվով էլեկտրոններ և միջուկներ պարունակող համակարգերի և դրանց փոխազդեցությունների համար հաշվումներն այն աստիճան բարդ են, որ համարյա անհնար է իրականացնել)։

Թվում է, թե Էյնշտեյնի հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը նկարագրում է տիեզերքի խոշորամասշտաբ կառուցվածքը։ Դա այն է, ինչը կոչվում է դասական տեսություն, որը հաշվի չի առնում քվանտային մեխանիկայի անորոշության սկզբունքը, ինչը հարկավոր է մյուս տեսությունների հետ ներդաշնակ լինելու համար։ Սակայն այս անտեսումը հարաբերականության ընդհանուր տեսության կանխատեսումների և դիտարկումների միջև հսկայական պատճառ չի դառնում, որովհետև գրավիտացիոն դաշտը, որի հետ մենք առնչվում ենք շատ թույլ է։ Բայց, ինչպես ցույց են տալիս վերը նշված եզակիության թեորեմները, ձգողական դաշտը խիստ ուժեղանում է առնվազն երկու պարագայում՝ սև խոռոչների և Մեծ պայթյունի համար։ Այսպիսի ուժեղ դաշտերում քվանտային մեխանիկայի դերը շատ կարևոր է։ Այլ կերպ ասած, դասական հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը՝ կանխագուշակելով անսահման խիտ կետերի առաջացումը, նախանշեց իր սեփական անզորությունը ճիշտ այնպես, ինչպես դասական (այսինքն՝ ոչ քվանտային) մեխանիկան կանխագուշակեց իր կործանումը, կանխագուշակելով, որ ատոմները պիտի կոլապսվեն մինչև անսահման մեծ խտության։ Մենք դեռևս չունենք կատարյալ և հետևողական մի տեսություն, որը միավորեր ընդհանուր հարաբերականությունը և քվանտային մեխանիկան, բայց գիտենք, թե այդպիսի միացյալ տեսությունն ինչպիսի հատկանիշներ պիտի ունենա։ Թե այն ինչպիսի հետևանքներ կարող է ունենալ սև խոռոչների և Մեծ պայթյունի էությունները բացատրելու համար, կնգարագրվի հաջորդ գլուխներում։ Մի պահ, սակայն, անդրադառնանք ժամանակակից այն աշխատանքներին, որոնք փորձում են բնության մեջ գործող այլ ուժերի մասին մեր ունեցած պատկերացումներն ամփոփել մի եզակի, միացյալ քվանտային տեսության մեջ։

Տարրական մասնիկների և բնության ուժերը

Արիստոտելը հավատացած էր, որ տիեզերքում ամեն ինչ կազմված է չորս հիմնական տարրերից՝ հողից, օդից, կրակից և ջրից։ Այդ տարրերի վրա ազդում է երկու ուժ․ ծանրությունը, որի շնորհիվ հողն ու ջուրը ձգտում են ներքև իջնել, և թեթևությունը, որը օդի ու կրակի վեր բարձրանալու պատճառն է։ Տիեզերքի պարունակության այս բաժանումը նյութի և ուժերի՝ օգտագործվում է մինչև օրս։

Արիստոտելը կարծում էր, որ նյութն անվերջ բաժանելի է, այն է՝ կարելի է նյութն անվերջ բաժանել մասերի և ոչ ոք չի գտնի նյութի այնպիսի հատիկ, որն այլևս բաժանել հնարավոր չլինի։ Սակայն Դեմոկրիտը և մի քանի հույներ պնդում էին, որ նյութն, ըստ էության, հատիկային բնույթ ունի և ամեն ինչ կառուցված է մեծ թվով տարբեր տեսակի ատոմներից (ատոմ բառը հունարեն նշանակում է «անբաժանելի»)։ Այդ վեճը շարունակվեց դարեր՝ առանց կողմերից որևէ մեկի ճշմարտացիությունը հաստատող իրական ապացույցների, մինչև 1803֊ին անգլիացի քիմիկոս և ֆիզիկոս Ջոն Դալտոնն ուշադրություն հրավիրեց այն փաստի վրա, որ քիմիական միացությունները, որ միշտ առաջանում են որոշակի հարաբերություններով, կարելի է ներկայացնել որպես միմյանց հետ ատոմների խմբավորում կազմած նոր միավորներ, որոնք կոչվում են մոլեկուլներ։ Սակայն այդ վեճը տեսակետների երկու դպրոցների միջև լուծվեց ի նպաստ ատոմիստների միայն մեր դարասկզբին։ Դրա ամենակարևոր ֆիզիկական ապացույցներից մեկը տվեց Էյնշտեյնը մի հոդվածում, հատուկ հարաբերականության մասին հայտնի հոդվածից մի քանի շաբաթ առաջ նշում էր, թե բրոունյան կոչված շարժումը՝ հեղուկում ընկղմված փոշու մասնիկների անկանոն, կամայական շարժումը կարող է բացատրվել նրանով, որ հեղուկի ատոմները բախվում են փոշու մասնիկների հետ։

Այդ ժամանակ արդեն կասկածներ կային այն մասին, որ ատոմներն ի վերջո ևս բաժանելի պետք է լինեն։ Դրանից մի քանի տարի առաջ, Քեմբրիջի Թրինիթի քոլեջում, Ջ․ Ջ․ Թոմսոնը ցույց էր տվել նյութի էլեկտրոն կոչված մասնիկի գոյությունը, որի զանգվածը հազարից ավելի անգամ փոքր էր ամենաթեթև ատոմի՝ ջրածնի զանգվածից։ Թոմսոնի օգտագործած սարքը բավականին նման էր ժամանակակից հեռուստացույցի պատկերաստեղծ խողովակի․ կարմիր շիկացած մետաղական լարը էլեկտրոններ է արձակում և, որովհետև դրանք լիցքավորված են բացասական լիցքով, արագացվում են էլեկտրական դաշտով և ուղղվում դեպի ֆոսֆորապատ էկրանը։ Բախվելով էկրանին, էլեկտրոններն առաջացնում են լույսի փայլատակումներ։ Շուտով պարզվեց, որ այս էլեկտրոններն արձակվում են ատոմներից, և 1911֊ին անգլիացի ֆիզիկոս Էռնեստ Ռեզեֆորդը ցույց տվեց, որ ատոմն ունի ներքին կառուցվածք, այն կազմված է շատ փոքր, դրական լիցքավորված միջուկից, որի շուրջ պտտվում են որոշ թվով էլեկտրոններ։ Նա հանգեց այդ եզրակացությանը վերլուծելով ռադիոակտիվ տարրերի քայքայման արդյունքում առաջացող դրական լիցքավորված α֊մասնիկների՝ ատոմների հետ բախման հետևանքով, հետագծերի շեղումները։

Սկզբնական շրջանում կարծում էին, թե միջուկը կազմված է էլեկտրոններից և տարբեր թվով դրական լիցքավորված մասնիկներից, որոնք անվանվեցին պրոտոններ՝ հունարեն «առաջին» բառից, քանի որ հավատացած էին, թե դա այն հիմնական միավորն է, որից կազմված է նյութը։ Սակայն 1932֊ին Քեմբրիջում Ռեզերֆորդի գործընկերներ Ջեյմս Չադվիկը հայտնաբերեց, որ միջուկում առկա է մի այլ մասնիկ ևս, որն անվանվեց նեյտրոն։ Այն համարյա նույն զանգվածն ունի, ինչ պրոտոնը, բայց էլեկտրաչեզոք է։ Այս հայտնագործության համար Չադվիկին շնորհվեց Նոբելյան մրցանակ, և նա ընտրվեց Քեմբրիջի Կայուս և Գոնվիլ քոլեջի ղեկավար (ես այժմ այդ քոլեջում խորհրդի անդամ եմ)։ Հետագայում Չադվիկը հրաժարվեց ղեկավար պաշտոնից՝ խորհրդի անդամների հետ անհամաձայնության պատճառով։ Քոլեջում խիստ լարված վիճակ էր ստեղծվել, այն բանից հետո, երբ պատերազմից վերադարձած շատ երիտասարդ գիտնականներ հեռացրել էին երկար տարիներ խորհրդում պաշտոն զբաղեցրած հին անդամներին։ Սա ինձնից առաջ էր, երբ ես 1965 թվականին դարձա քոլեջի խորհրդի անդամ, վեճի վերջին փուլն էր․ նմանօրինակ վեճերը պատճառ դարձան, որպեսզի մի այլ Նոբելյան մրցանակի դափնեկիր, մագիստրոս պրն Նեվիլ Մոտը նույնպես հրաժարական տար։

Սրանից մոտավորապես քսան տարի առաջ տարածված էր այն տեսակետը, թե պրոտոնը և նեյտրոնը տարրական մասնիկներ են, սակայն, երբ ուսումնասիրվեցին մեծ արագությամբ շարժվող պրոտոնների բախումներն այլ պրոտոնների կամ էլեկտրոնների հետ, պարզվեց, որ դրանք կազմված են ավելի փոքր մասնիկնեից։ Երբ մասնիկներն անվանվեցին քվարկներ Կալիֆոռնիայի տեխնոլոգիական ինստիտուտի աշխատակից, ֆիզիկոս Մյուրել Գել֊Մանի կողմից, որը և 1969 թվականին այդ աշխատանքների համար արժանացավ Նոբելյան մրցանակի։ Քվարկ բառն ծագել է Ջեյմս Ջոյսի մի առեղծվածային մեջբերումից․ «երեք քվարկ Մուստեր Մարկի համար»։ Անգլերենում quark բառը պետք է արտասանվի guart֊ի նման, միայն թե k֊ով, բայց սովորաբար արտաբերվում է lark֊ հանգով։

Կան քվարկների մի քանի տեսակներ․ ենթադրվում է, որ նրանք ունեն 6 «բույր», որոնք կոչվում են վեր, վար, տարօրինակություն, հմայք, հատակ և գագաթ։ Յուրաքանչյուր «բույր» ունի երեք «գույն»՝ կարմիր, կանաչ և կապույտ։ (Պետք է նշել, որ սրանք լոկ պիտակներ են՝ քվարկներն ավելի փոքր են, քան տեսանելի լույսի ալիքի երկարությունը և հետևաբար սովորական իմաստով գունավոր չեն։ Ժամանակակից ֆիզիկոսները, ինչպես երևում է, վառ երևակայություն ունեն և նոր մասնիկներն ու երևույթները անվանելիս այլևս չեն սահմանափակվում հունարեն լեզվով)։ Պրոտոնը կամ նեյտրոնը կազմված են երեք քվարկներից՝ յուրաքանչյուր գույնից մեկ հատ։ Պրոտոնը պարունակում է երկու վեր և մեկ վար քվարկ, իսկ նեյտրոնը՝ երկու վար և մեկ վեր քվարկ։ Հնարավոր է մասնիկներ ստեղծել, օգտագործելով մյուս քվարկները (տարօրինակություն, հմայք, հատակ և գագաթ), բայց այս քվարկների զանգվածները շատ մեծ են և արագ քայքայվելով՝ վերածվում են պրոտոնների և նեյտրոնների։

Ինչպես արդեն տեսանք, ոչ միայն ատոմները, այլև նրանց կազմի մեջ մտնող պրոտոններն ու նեյտրոններն են բաժանելի։ Հարց է ծագում՝ որո՞նք են այն իրական տարրական մասնիկները՝ հիմնական շինաղյուսները, որոնցով շինված է ամեն ինչ։ Քանի որ լույսի ալիքի երկարությունն ավելի մեծ է, քան ատոմի չափը, հետևաբար մենք չենք կարող հուսալ, որ հնարավոր է «տեսնել» ատոմի մասերը սովորական ճանապարհով։ Այդ նպատակի համար պետք է օգտագործել ավելի փոքր ալիքի երկարություն ունեցող ինչ֊որ բան։ Քվանտային մեխանիկայի համաձայն, ինչպես տեսանք նախորդ գլխում, բոլոր մասնիկները փաստորեն միևնույն ժամանակ ալիքներ են, և որքան մեծ է մասնիկի էներգիան, այնքան փոքր է համապատասխան ալիքի երկարությունը։ Մեր հարցի պատասխանը կախված կլինի այն բանից, թե որքան բարձր էներգիայով օժտված մասնիկ կունենանք մեր տրամադրության տակ, որպեսզի համապատասխանաբար փոքր ալիքի երկարությամբ տեսանելի լինեն տարրական մասնիկները։ Մասնիկների էներգիան սովորաբար չափվում է Էլեկտրոն֊Վոլտ կոչվող միավորներով։ (Թոմսոնի էլեկտրոնների հետ կատարած փորձերից մենք տեսանք, որ նա էլեկտրոնների արագացման համար օգտագործել էր էլեկտրական դաշտը։ Այն էներգիան, որ էլեկտրոնը ձեռք է բերում մեկ Վոլտ լարվածություն ունեցող էլեկտրական դաշտում, կոչվում է Էլեկտրոն֊Վոլտ)։ XIX դարում, երբ մարդկությանը հայտնի էր մասնիկի համար միայն մի քանի Էլեկտրոն֊Վոլտ էներգիան, որն առաջանում էր այնպիսի քիմիական ռեակցիաներից, ինչպիսին այրումն է, տարածված էր այն կարծիքը, թե ատոմը փոքրագույն մասնիկն է։ Ռեզերֆորդի փորձերի ժամանակ α-մասնիկների էներգիան միլիոնավոր Էլեկտրոն֊Վոլտի էր հասնում։ Այժմ մենք գիտենք՝ ինչպես օգտագործել էլեկրտամագնիսական դաշտերի ուժը, որպեսզի մասնիկները ձեռք բերեն նախ միլիոնավոր, ապա հազար միլիոնավոր Էլեկտրոն֊Վոլտ էներգիա։ Այս առաջադիմության շնորհիվ այսօր գիտենք, որ այն մասնիկները, որոնք քսան տարի առաջ «տարրական» էին համարվում կազմված էին ավելի փոքր մասնիկներից։ Քանի որ այժմ հնարավոր է շատ ավելի մեծ էներգիա ունեցող մասնիկներ ունենալ, մեզ կհաջողվի՞ արդյոք տարրական համարվող մասնիկներում ավելի փոքր մասնիկներ գտնել։ Այս բանը, իհարկե, հնարավոր է, և՛ տեսական հիմքեր կան, և՛ կամ շատ ենք մոտեցել դրան, որպեսզի ընդունենք, որ բնության վերջակետային շինաղյուսները ճանաչելու համար բավարար գիտելիքներ կան։

Նախորդ գլխում քննարկված արլիք֊մասնիկային երկվվությունն օգտագործելով՝ մենք տիեզերքում ամեն ինչ, ներառյալ նաև լույսը և գրավիտացիան, կարող ենք նկարագրել մասնիկային տեսանկյունից։ Այս մասնիկները մի հատկություն ունեն, որը կոչվում է սպին։ Սպինը ըմբռնելու համար սովորաբար մասնիկը պատկերացնում են որպես փոքր հոլ, որը պտտվում է իր առանցքի շուրջ։ Այդպիսի պատկերացումը խաբուսիկ է, որովհետև քվանտային մեխանիկայի համաձայն, մասնիկները ճշգրիտ սահմանված պտտման առանցք չունեն։ Սպին ասելով պիտի հասկանալ, թե ինչպես է երևում մասնիկը, երբ այն դիտարկվում է տարբեր ուղղություններից։ Օրինակ, սպին չունեցող (0 սպին ունեցող) մասնիկը նման է կետի, որը բոլոր ուղղություններով միանման է երևում երևում (նկ․5.1 ― 1)։ Մյուս կողմից մեկ սպին ունեցող մասնիկը նման է կետի և տարբեր ուղղություններից տարբեր է երևում։ Միայն մեկ լրիվ շրջապտույտից հետո (360 աստիճան) գալիս է նույն տեսքին (նկ․ 5.1 ― 2)։

Իսկ 2 սպին ունեցող մասնիկը նման է երկկողմանի սլաքի (նկ․5.1 ― 3), այն նույն տեսքը կստանա կես (180 աստիճան) պտույտից հետո։ Նման ձևով ավելի մեծ սպին ունեցող մասնիկը նույնը կերևա, երբ պտտվի որոշակի անկյուններով։ Շատ տարօրինակ, բայց ուշադրության արժանի է այն, որ մասնիկներ կան, որոնք նույնը չեն երևում մի ամբողջ շրջան՝ 360 աստիճան, պտույտից հետո, որպեսզի դրանք նույնը երևան, պետք է երկու լրիվ շրջապտույտ կատարեն։ Այսպիսի մասնիկների սպինը պայմանականորեն ընդունված է 1/2:

Տիեզերքում մեզ հայտնի բոլոր մասնիկները կարելի է բաժանել երկու խմբի․ 1/2 սպին ունեցող մասնիկների, որոնք կազմում են տիեզերքի նյութը (նյութական մասնիկներ) և 0,1 ու 2 սպին ունեցող մասնիկների, որոնք, ինչպես հետո կտեսնենք, պայմանավորում են նյութական մասնիկների միջև գործող ուժերը։ Նյութական մասնիկները ենթարկվում են Պաուլիի արգելակման սկզբունքին։ Այս սկզբունքը 1925 թվականին հայտնագործել է ավստիացի ֆիզիկոս Վոլֆանգ Պաուլին, որի համար 1945 թվականին արժանացավ Նոբելյան մրցանակի։ Պաուլին տեսական ֆիզիկոսի նախատիպն էր․ նրա մասին ասում էին, թե բավական էր, որ նա գտնվեր տվյալ քաղաքում, որպեսզի ֆիզիկայի փորձերը ձախողվեն։ Պաուլիի սկզբունքի էությունն այն է, որ երկու միանման մասնիկներ չեն կարող նույն դիրքն ու նույն արագությունն ունենալ, անորոշության սկզբունքի սահմաններում։ Պաուլիի արգելակման սկզբունքը վճռական նշանակություն ունի, որովհետև բացատրում է, թե ինչու նյութական մասնիկները կոլապսի չեն ենթարկվում և չեն հասնում գերխիտ վիճակի՝ 0 և 2 ապին ունեցող մասնիկների առաջացրած ուժերի ազդեցության տակ։ Եթե նյութական մասնիկները մոտավորապես նույն դիրքն ունենան, պետք է տարբեր արագություններ ունենան և հետևաբար չեն կարող երկար ժամանակ միևնույն տեղում մնալ։ Ակնհայտ է, որ եթե աշխարհը ստեղծված լիներ առանց արգելակման սկզբունքի, ապա քվարկները չպիտի կարողնային ինքնուրույն որոշակի պրոտոններ և նեյտրոններ առաջացնել։ Իսկ վերջիններս իրենց հերթին չէին կարողանա էլեկտրոնների հետ ինքնուրույն որոշակի ատոմներ առաջացնել։ Տեղի կունենար մի մեծ կոլապս և կառաջանար քիչ թե շատ համասեռ, թանձր մի «ապուր»։

Էլեկտրոնի և 1/2 սպին ունեցող այլ մասնիկների մասին ճշգրիտ գիտելիքներ ձեռք են բերվել սկսած միայն 1928 թ․, երբ Պոլ Դիրակը տվեց իր տեսությունը։ Դիրակը հետագայում ընտրվեց Քեմբրիջի համալսարանի մաթեմատիկայի լուկասյան պրոֆեսոր (պաշտոն, որը ժամանակին զբաղեցրել է Նյուտոնը, այսօր՝ ևս ես)։ Դիրակի տեսությունն առաջինն է իր տեսակի մեջ, որ համատեղելի էր և՛ քվանտային մեխանիկայի, և՛ հարաբերականության հատուկ տեսության հետ։ Այն մաթեմատիկորեն բացատրում էր, թե էլեկտրոնի սպինը ինչու է 1/2, այսինքն՝ էլեկտրոնն ինչո՞ւ ինքն իրեն չի նմանվում մեկ լրիվ շրջապտույտից հետո, այլ միայն՝ երկու շրջապտույտից հետո։ Կանխագուշակեց նաև, որ էլեկտրոնը պետք է մի զուգընկեր ունենա՝ հակաէլեկտրոն կամ պոզիտրոն։ Պոզիտրոնի հայտնագործումը 1932 թվականին հաստատեց Դիրակի տեսության ճշտությունը և 1933 թվականին նրան դարձրեց Նոբելյան մրցանակի դափնեկիր՝ ֆիզիկայի բնագավառում։^[6] Մենք այժմ գիտենք, որ ամեն մասնիկ ունի իր հակամասնիկը, և երբ մասնիկն ու հակամասնիկը հանդիպեն միմյանց, տեղի կունենա դրանց ոչնչացում (աննիհիլացում)։ (Պետք է նշել, որ ուժակիր մասնիկների հակամասնիկները նրանցից ոչնչով չեն տարբերվում)։ Հնարավոր է, որ հակաաշխարհներ և նույնիսկ հակաժողովուրդներ գոյություն ունենան, որոնք կազմված են հակամասնիկներից։ Այնուամենայնիվ, եթե դուք հանդիպեք ձեր հակամարդուն, ձեռքը չսեղմեք, հակառակ դեպքում երկուսդ էլ կանէանաք՝ լույս արձակելով։ Թե ինչո՞ւ է թվում, որ մեր շրջապատում շատ ավելի մասնիկներ կան, քան հակամասնիկներ, չափազանց կարևոր հարց է, և ես դրան կանդրադառնամ այս գլխի վերջում։

Ենթադրվում է, որ քվանտային մեխանիկայում նյութական մասնիկների միջև գործող բոլոր ուժերը կամ փոխազդեցությունները կրում են այն մասնիկները, որոնք ունեն ամբողջական սպիններ՝ 0,1 կամ 2։ Տեղի է ունենում հետևյալը․ նյութական մասնիկը, ինչպես, օրինակ, էլեկտրոնը կամ քվարկը, արձակում է ուժակիր մի մասնիկ։ Դրանով պայմանավորված հետհարվածը փոխում է նյութական մասնիկի արագությունը։ Արձակված ուժակիր մասնիկը բախվում է մի այլ նյութական մասնիկի հետ և կլանվում։ Հետևաբար, փոխվում է նաև երկրորդ նյութական մասնիկի արագությունը և ստացվում է այնպես, կարծես երկու նյութական մասնիկների միջև ուժ է գործում։

Ուժակիր մասնիկների կարևոր հատկությունն այն է, որ նրանք չեն ենթարկվում արգելակման սկզբունքին։ Սա նշանակում է, որ կարող են կատարվել անսահման թվով փոխանակումներ և այսպիսով շատ հզոր փոխազդեցության ուժ առաջացնել։ Եթե ուժակիր մասնիկների զանգվածը մեծ լինի, ապա դրանց և՛ առաջացումը, և՛ փոխանակումը մեծ հեռավորությունների վրա դժվար կլինի։

Այսպիսով, դրանցով պայմանավորված փոխազդեցության ուժերը կլինեն կարճազդեցության կարգի։ Մյուս կողմից, եթե ուժակիր մասնիկը սեփական զանգված չունենա, ապա փոխազդեցության ուժը կլինի հեռազդեցության կարգի։ Նյութական մասնիկների միջև փոխանակվող ուժակիր մասնիկները կոչվում են վիրտուալ մասնիկներ, որովհետև դրանք, ի տարբերություն «իրական» մասնիկների (նյութական մասնիկների), ուղղակիորեն չեն հայտնաբերվում մասնիկային դետեկտորով։ Սակայն մենք գիտենք, որ նրանք գոյություն ունեն, որովհետև թողնում են չափելի ազդեցություն՝ ուժեր են առաջացնում նյութական մասնիկների միջև։ 0,1 և 2 ապին ունեցող մասնիկները նույնպես որոշ պարագաներում գոյություն ունեն որպես իրական մասնիկներ և նրանց կարելի է ուղղակիորեն հայտնաբերել։ Այս դեպքում նրանք մեզ համար կներկայանան այն վիճակում, որը դասական ֆիզիկոսն անվանում է ալիք, ինչպես, օրինակ, լույսի կամ գրավիտացիոն ալիքները։ Դրանք որոշ դեպքերում կարող են արձակվել, երբ նյութական մասնիկները միմյանց հետ փոխազդելով փոխանակում են վիտուալ ուժակիր մասնիկներ։ (Օրինակ, երկու էլեկտրոնների միջև գործող վանողական ուժն արդյունք է վիրտուալ ֆոտոնների փախանակման, որոնք երբեք չեն կարող ուղղակիորեն հայտնաբերվել, սակայն, եթե մի էլեկտրոն մյուսի կողքով անցնի, կարող են իրական ֆոտոններ արձակվել, որոնք մենք կգրանցենք որպես լույսի ալիքներ)։

Ուժակիր մասնիկները կարելի է բաժանել չորս դասի՝ կախված նրանց ուժի մեծությունից և այն բանից, թե ինչպիսի մասնիկների հետ են փոխազդում։ Պետք է նշել, որ այս բաժանումը պայմանական է, հարմար մասնակի տեսություններ մշակելու համար, սակայն խորը հիմնավորում չունի։ Վերջ ի վերջո ֆիզիկոսների մեծ մասը հույս ունի մի միացյալ տեսություն մշակել և այս չորս ուժերը բացատրել որպես նույն եզակի ուժի տարբեր արտահայտություններ։

Կարելի է ասել, որ սա այսօր ֆիզիկոսների հիմնական նպատակն է։ Վերջերս հաջող փորձեր են արվել այս չորս դասից երեքը միավորելու, և ես այս գլխում կխոսեմ այդ մասին։ Մյուս դասի ուժի՝ գրավիտացիայի միավորման հարցը կքննարկենք հետագայում։

Այդ չորս դասի ուժերից առաջինը գրավիտացիոն ուժն է։ Այն համոզիչ (ունիվերսալ) է, այսինքն՝ ամեն մասնիկ ենթարկվում է գրավիտացիոն ուժին՝ իր զանգվածի և էներգիայի համապատասխան։ Գրավիտացիան այդ չորս տեսակի ուժերից ամենաթույլն է, այնքան թույլ է, որ այն հնարավոր չէր լինի նկատել, եթե չունենար երկու առանձնահատկություն, այն է․ կարող է ազդել շատ մեծ հեռավորությունների վրա և իր բնույթով միշտ ձգողական է։ Դա նշանակում է, որ երկու մեծ մարմինների, ինչպիսիք են, օրինակ, արևը և երկիրը, առանձին մասնիկների միջև առկա բոլոր ձգողական թույլ ուժերը գումարվելով առաջացնում են զգալի մի ուժ։ Մյուս երեք ուժերը կամ գործում են շատ փոքր հեռավորությունների վրա, կամ ժամանակ առ ժամանակ ձգողական և վանողական դառնալով չեզոքացնում են միմյանց։ Գրավիտացիոն դաշտը քվանտային մեխանիկայի տեսանկյունից դիտելիս, երկու նյութական մասնիկների միջև գործող ուժը կրողը պատկերանում է որպես 2 սպին ունեցող մի մասնիկ, որը կոչվում է գրավիտոն։ Դա սեփական զանգված չունի, այդպիսով նրա կրած ուժը հեռազդող է։ Արևի և երկրի միջև առկա գրավիտացիոն ուժը վերագրվում է այս երկու մարմինները կազմող մասնիկների միջև գրավիտոնների փախանակմանը։ Թեև փախանակվող մասնիկները վիրտուալ են, սակայն նրանք տալիս են չափելի արդյունք, պայմանավորում են երկրի պտույտը արևի շուրջը։ Իրական գրավիտոնները, որոնք դասական ֆիզիկոսներն անվանում են գրավիտացիոն ալիքներ, շատ թույլ են և այնքան դժվար հայտնաբերելի, որ դեռ երբեք չեն դիտվել։

Հաջորդ դասը էլեկտամագնիսական ուժն է, որը գործում է լիցքավորված մասնիկների միջև, ինչպիսիք են էլեկտրոնները և քվարկները, բայց ոչ երբեք գրավիտոնները, որոնք լիցքավորված չեն։ Էլեկտրամագնիսական ուժը շատ ավելի մեծ է, քան գրավիտացիոն ուժը․ երկու էլեկտրոնների միջև գործող էլեկտրամագնիսական ուժը գրավիտացիոն ուժի համեմատ մեծ է մոտավորապես միլիոն միլիոն միլիոն միլիոն միլիոն միլիոն անգամ (1֊ից հետո 42 զերո)։ Ընդ որում, գոյություն ունի էլեկտրական լիցքերի երկու տեսակ՝ դրական և բացասական։ Երկու դրական լիցքերի միջև փոխազդեցության ուժը վանողական է, նույնը տեղի ունի նաև երկու բացասական լիցքերի միջև, բայց դրական և բացասական լիցքերի միջև ուժը ձգողական է։ Մեծ մարմինը, ինչպես օրինակ, արևը կամ երկիրը, պարունակում են մոտավորապես հավասար քանակով դրական և բացասական լիցքեր։ Հետևաբար նրանց առանձին մասնիկների միջև ձգողական և վանողական ուժերը իրար ոչնչացնում են, և էլեկտրամագնիսական ուժը շատ փոքր է։ Սակայն ատոմների և մոլեկուլների չափերի կարգի հեռավորություններում էլեկտամագնիսական ուժը տիրապետող է։ Բացասական էլեկտրոնների և միջուկի դրական պրոտոնների միջև էլեկտրամագնիսական ձգողությունը պայմանավորում է ատոմում էլեկտրոնների պտույտը միջուկի շուրջ այնպես, ինչպես գրավիտացիոն ձգողությունն է պատճառը, որ երկիրը պտտվի արևի շուրջ։ Էլեկտրամագնիսական ձգողությունը կարելի է պատկերել որպես մեծ թվով վիրտուալ, զանգված չունեցող, 1 սպինով մասնիկների՝ ֆոտոնների փոխանակման հետևանք։ Փոխանակվող ֆոտոնները նույնպես վիտուալ մասնիկներ են։ Ընդ որում, երբ ատոմի մեջ էլեկտրոնը մի թույլատրելի ուղեծրից անցնում է մյուսին՝ միջուկին ավելի մոտիկ ուղեծիր, ատոմից էներգիա է անջատվում և արձակվում է իրական ֆոտոն, որը կարող է դիտվել սովորական աչքով որպես տեսանելի լույս, եթե այն տեսանելիության տիրույթում է, կամ գրանցվել դետեկտորով՝ որպես լուսանկարչական ֆիլմ։ Հանգունորեն, եթե իրական ֆոտոնը բախվի ատոմի հետ, ապա այն կարող է էլեկտրոնը միջուկին մոտիկ ուղեծրից տեղափոխել ավելի հեռու գտնվող ուղեծիր։ Այս դեպքում տեղի է ունենում ֆոտոնի էներգիայի օգտագործում, այսինքն՝ ֆոտոնի կլանում։

Ուժերի երրորդ դասը կոչվում է թույլ միջուկային ուժ, որը պատասխանատու է ռադիոակտիվության համար և ներգործում է 1/2 սպին ունեցող բոլոր նյութական մասնիկների վրա, բայց ոչ 0,1 կամ 2 սպին ունեցող մասնիկների, ինչպիսիք են ֆոտոնը և գրավիտոնը։ Թույլ միջուկային ուժի բնույթը հասկանալի չէր մինչև 1967 թիվը, երբ Լոնդոնի Կայսերական քոլեջից Աբդուս Սալամը և Հարվարդի համալսարանից Ստիվեն Ուայնբերգն առաջարկեցին իրենց տեսությունները․ սրանցում այդ փոխազդեցությունը միաձուլվել էր էլեկտրամագնիսական ուժի հետ, ինչպես դրանից հարյուր տարի առաջ Մաքսվելն էր միավորել էլեկտրամագնիսականությունը մագնիսականության հետ։ Նրանք այն միտքն արտահայտեցին, որ ֆոտոնից բացի կան 1 սպին ունեցող 3 այլ մասնիկներ ևս, որոնք թույլ ուժը կրողներ են և բոլորը միասին կոչվեցին զանգվածեղ վեկտոր բոզոններ։ Այդ բոզոնները կոչվում են W + (արտասանվում է դաբլյու պլյուս), W - (դաբլյու մինուս) և Z° (զեթ զերո) և յուրաքանչյուրի զանգվածը շուրջ 100 ԳԵՎ է (ԳԵՎ ― նշանակում է Գիգա Էլեկտրոն֊Վոլտ կամ հազար միլիոն Էլեկտրոն֊Վոլտ): Ուայնբերգ Սալամի տեսությունը բացահայտեց մի հատկություն, որ հայտնի է որպես ինքնակամ համաչափության խզում։ Այսինքն այն, որ թվում էր թե ցածր էներգիայի դեպքում մասնիկները բոլորովին տարբեր են, իրականում դրանք նույն տեսակի են, բայց գտնվում են տարբեր վիճակներում։ Բարձր էներգիայի պայմաններում բոլոր այս մասնիկների վարքը նույնն է։ Այս երևույթը նման է ռուլետի խաղանիվի գնդակի վարքին։ Բարձր էներգիաների դեպքում (երբ անիվը արագ է պտտվում) գնդակը միայն մի վարք ունի․ պտտվում է և պտտվում։ Բայց երբ անիվը դանդաղում է, գնդակի էներգիան նվազում է, և այն վերջապես ընկնում է անիվի երեսունյոթ անցքերից մեկի մեջ։

Համաձայն Ուայնբերգ֊Սալամի տեսության, երբ էներգիան 100 ԳԵՎ֊ից բարձր է, ապա երեք նոր մասնիկները՝ W+, W- և Z°֊ն, ինչպես նաև ֆոտոնը կունենան նույնանման վարք։ Բայց քանի որ բնականոն պայմաններում մասնիկի էներգիան ցածր է լինում, մասնիկների համաչափությունը խզվում է։ W+ W- մասնիկների զանգվածները մեծանում են՝ նրանց կրած ուժերը դարձնելով շատ կարճազդեցության կարգի։ Երբ Ուայնբերգը և Սալամը առաջարկեցին այս տեսությունը, շատ քչերը հավատացին դրան, իսկ այն ժամանակ չկային բավարար հզորությամբ մասնիկների արագացուցիչներ, որոնք էներգիան հասցնեին 100 ԳԵՎ֊ի, ինչը պահանջում էր իրական W+, W- և Z° մասնիկներ առաջացնելու համար։ Այնուամենայնիվ, հաջորդ 10 տարիների ընթացքում այդ տեսության այլ կանխագուշակումները ցածր էներգիայի պայմաններում այնքան մեծ ճշգրտությամբ համընկան փորձնական տվյալների հետ, որ1979 թվականին Սալամն ու Ուայնբերգը և Հարվարդի համալսարանից Շելդոն Գլեշոուին, որը նույնանման միասնական մի տեսություն էր առաջարկել էլեկտրամագնիսական և թույլ միջուկային ուժերի համար, արժանացան Նոբելյան մրցանակի ֆիզիկայի բնագավառում։ Նոբելյան հանձնաժողովին սխալ գործած լինելու անհարմար վիճակից փրկեց Միջուկային հետազոտությունների եվրոպական կենտրոնը (ՑԵՌՆ ― CERN) երբ 1983 թվականին հայտնաբերվեցին ֆոտոնի զանգված ունեցող երեք զուգընկերները, որոնք ունեին ճշգրիտ կանխագուշակված զանգվածներ և այլ հատկությունները։ Կառլո Ռուբիան, որ ղեկավարում էր հայտնագործությունը կատարած հարյուրավոր ֆիզիկոսների աշխատանքը, և Սայմոն վան դեր Միըլրին, որ կառուցել էր հակամարմինների պահեստային համակարգ, 1984 թ․ արժանացան Նոբելյան մրցանակի։ (Այսօր փորձարարական ֆիզիկայի բնագավառում անհնարին է շոշափելի հաջողության հասնել, եթե արդեն իսկ բարձրունքների չես հասել)։

Ուժերի չորրորդ դասը միջուկային փոխազդեցության հզոր ուժն է, որով քվարկներն իրար են կապվում պրոտոններում և նեյտրոններում, իսկ պրոտոնները և նեյտրոնները իրար են կապվում ատոմի միջուկում։ Կա այն կարծիքը, որ այս ուժը կրող մասնիկը 1 սպին ունի, այն կոչվում է գլյուոն և փոխազդում է ինքն իր և քվարկների հետ։ Հզոր միջուկային ուժը օժտված է շատ տարօրինակ հատկությամբ, որը կոչվում է կասեցում․ այն միշտ մասնիկներն իրար է կապում՝ առաջացնելով համակցություններ, որոնք գույն չունեն։ Քվարկը միայնակ չի կարող գոյություն ունենալ, որովհետև այն ունի գույն (կարմիր կանաչ և կապույտ)։ Որպեսզի այն գոյություն ունենա, պետք է կարմիր քվարկը միանա, ասենք, կանաչ և կապույտ քվարկների հետ գլյուոնների «լարանով» (կարմիր + կանաչ + կապույտ = սպիտակ)։ Այսպիսի եռյակ կազմություն է հենց պրոտոնը կամ նեյտրոնը։ Մեկ այլ հնարավորություն է քվարկ և հակաքվարկ զույգը (կարմիր+ հակակարմիր կամ կանաչ + հակականաչ կամ կապույտ = սպիտակ)։ Այսպիսի համակցություններն առաջացնում են, այսպես կոչված, մեզոններ, որոնք անկայուն են, քանի որ քվարկն ու հակաքվարկը կարող են իրար ոչնչացնել և առաջացնել էլեկտրոններ կամ այլ մասնիկներ։ Նման ձևով կասեցման հատկությունը թույլ չի տալիս նաև, որ գլյուոնը միայնակ գոյություն ունենա, քանի որ այն նույնպես գունավոր է։ Այս պատճառով կարող է գոյություն ունենալ գլյուոնների այնպիսի հավաքածու, որում գույների գումարը սպիտակ է։ Այդպիսի հավաքածուն առաջացնում է անկայուն մի մասնիկ, որը կոչվում է գլյուբոլ (անգլ․՝ սոսնձագունդ)։

Այն փաստը, որ կասեցման հատկությունը թույլ չի տալիս դիտարկել քվարկը և գլյուոնը մեկուսացած վիճակում, թերևս մտածել տա, որ քվարկ ու գլյուոն հասկացությունները, որպես մասնիկներ, ինչ֊որ չափով մետաֆիզիկական են։ Սակայն հզոր միջուկային ուժը մի այլ հատկություն ունի, որը կոչվում է սիմպտոմային ազատություն և որոշակիորեն իմաստավորում է քվարկներ և գլյուոններ հասկացությունները։ Սովորական էներգիայի պայմաններում հզոր միջուկային ուժը իսկապես այնքան ուժեղ է, որ մեծ ուժով իրար է կապում քվարկները։ Բայց մեծ մասնիկային արագացուցիչներով կատարված փորձերը ցույց են տալիս, որ բարձր էներգիաների պայմաններում միջուկային ուժը շատ է թուլանում, և քվարկներն ու գլյուոնները իրենց պահում են որպես ազատ մասնիկներ։

Նկ․ 5.2֊ում ցույց է տրված բարձր էներգիայով պրոտոնի և հակապրոտոնի բախման լուսանկարը։ Առաջացել են մի քանի գրեթե ազատ, քվարկներ, և նկարում երևում են հետագծա «ցայտեր»։

Էլեկտրամագնիսական և թույլ միջուկային ուժերի միասնականացման հաջողությունները պատճառ դարձան, որ սրանց միացվի հզոր միջուկային ուժը և ստեղծվի մի նոր միասնական տեսություն, որը կոչվում է մեծ միասնական տեսություն (ՄՄՏ ― GUT)։^[7]

Այստեղ անվանումն ավելի քան չափազանցված է, որովհետև ստացված տեսություններն այդքան էլ մեծ չեն և ոչ էլ լրիվ միասնական, քանի որ չեն ընգրկում գրավիտացիան։

Կամ տեսությունները լրիվ չեն, քանի որ պարունակում են մի շարք պարամետրեր, որոնց արժեքները տեսականորեն կանխագուշակելի չեն, այլ ընտրված են փորձնական տվյալներին համապատասխան։ Այնուամենայնիվ, կատարվել է մի քայլ դեպի ամբողջական, կատարյալ միասնական տեսության ստեղծումը։ ՄՄՏ֊ի հիմնական գաղափարը հետևյալն է, ինչպես ասվեց վերևում, հզոր միջուկային ուժը թուլանում է բարձր էներգիաների պայմաններում։ Մյուս կողմից, էլեկտրամագնիսական և թույլ ուժերը, որոնք ասիմետրորեն ազատ չեն, հզորանում են բարձր էներգիաների պայմաններում, որը կոչվում է մեծ միասնական էներգիա, այս երեք դասի ուժերը կունենան նույն ուժգնությունը, և կլինեն մեկ ուժի տարբեր արտահայտություններ։ ՄՄՏ֊ի համաձայն, այս պայմաններում 1/2 սպին ունեցող տարբեր նյութական մասնիկները, ինչպես օրինակ, քվարկն ու էլեկտրոնը, հիմնականում կլինեն նույնը, այսինքն՝ այդպիսով իրագործվում է մեկ այլ միավորում։

Մեծ միասնական էներգիայի արժեքը ճշգրիտ հայտնի չէ, բայց հավանաբար առնվազն հազար միլիոն միլիոն ԳԵՎ֊ի կարգի է։ Մասնիկային արագացուցիչների ժամանակակից սերունդը կարող է ապահովել մասնիկների բախումը մոտ հարյուր ԳԵՎ էներգիայի տակ, և ծրագրվում են այնպիսի արագացուցիչներ, որոնք կապահովեն մի քանի հազար ԳԵՎ էներգիա։ Բայց այն արագացուցիչը, որն ի վիճակի կլինի մասնիկներն արագացնել այնքան, որ նրանց էներգիան հասնի մեծ միասնության էներգիայի մակարդակին, պետք է այնքան մեծ լինի, որքան Արեգակնային համակարգն է, որն, իհարկե, ներկա տնտեսական պայմաններում անհնարին է։ Այսպիսով, մեծ միասնական տեսությունը հնարավոր չէ ուղղակիորեն ստուգել լաբորատոր պայմաններում։ Այնուամենայնիվ, ինչպես էլեկտրոմագնիսական և թույլ միջուկային ուժի միասնական տեսության դեպքում, այստեղ ևս կան ցածր էներգիական այնպիսի հետևանքներ, որոնք կարող են ստուգվել լաբորատոր պայմաններում։

Մեծ միասնական տեսության համար ամենահետաքրքրականն այն է, որ կանխագուշակեց նյութի հիմնական զանգվածը կազմող պրոտոնների ինքնակամ քայքայումն ավելի թեթև մասնիկների, ինչպիսիք են հակաէլեկտրոնները։ Իսկ այդ քայքայումը հնարավոր է այն պատճառով, որ մեծ միասնության էներգիայի պայմաններում քվարկների և հակաէլեկտրոնների միջև մի էական տարբերություն չկա։ Պրոտոնի կազմում ներառված երեք քվարկները սովորաբար այնքան էներգիա չունեն, որպեսզի վերածավեն հակաէլեկտրոնների, սակայն անորոշության սկզբունքի համաձայն, պրոտոնի կազմում գտնվող քվարկի էներգիան չի կարող ճշգրտորեն սևեռված լինել և, հնարավոր է, որ մի քվարկի էներգիան այնքան բարձր լինի, որ տեղի ունենա նրա անցումը հակաէլեկտրոնի։ Այդ դեպքում պրոտոնը կքայքայվի։ Քվարկի բավարար էներգիա ձեռք բերելու հավանականությունն այնքան փոքր է, որ դրա համար հարկավոր է առնվազն միլիոն միլոն միլիոն միլիոն տարի (1֊ից հետո 30 զերո)։ Այս ժամանակը շատ ավելի մեծ է, քան Մեծ պայթյունից մինչև օրս անցած ժամանակը, որը մոտ տասը հազար միլիտարի է (1֊ից հետո 10 զերո)։ Հետևաբար, կարելի է եզրակացնել, որ պրոտոնի ինքնակամ քայքայումը լաբորատոր պայմաններում ստուգման ենթակա չէ։ Սակայն քայքայման հայտնաբերման հնարավորությունը կարելի է մեծացնել, եթե օգտագործենք մեծ քանակով այնպիսի նյութ, որը պարունակում է մեծ թվով պրոտոններ։ (Օրինակ, եթե հնարավոր լինի տասը միլիոն միլիոն միլիոն միլիոն միլիոն (1֊ից հետո 31 զերո) պրոտոն դիտարկել մեկ տարվա ընթացքում, ապա սպասելի է, որ ՄՄՏ֊ի համաձայն մեկից ավելի պրոտոն քայքայվի։

Այդպիսի մի շարք փորձեր են դրվել, սակայն պրոտոնի կամ նեյտրոնի քայքայման որոշակի փաստ չի դիտվել։ Փորձերից մեկի համար օգտագործվեց ութը հազար տոննա ջուր Օհայո նահանգի Մորտոն աղահանքում (փորձը այնտեղ դրվեց տիեզերական ճառագայթման ազդեցության հետևանքներից խուսափելու համար)։ Քանի որ փորձի ընթացքում պրոտոնային ինքնակամ քայքայում չդիտվեց, ապա կարելի է եզրակացնել, որ պրոտոնի կյանքի տևողությունը տաս միլիոն միլիոն միլիոն միլիոն միլիոն միլիոն (1֊ից հետո 31 զերո) տարուց մեծ է։ Դա ավելին է, քան կանխագուշակում է պարզագույն Մեծ միասնության տեսությունը, սակայն, կան բազմաթիվ առավել մշակված տեսական տարբերակներ, որոնք կանխագուշակում են պրոտոնի կյանքի ավելի երկար տևողություն։ Հետևաբար այդ նպատակի համար հարկավոր է օգտագործել ավելի մեծ քանակի նյութ և դնել ավելի ճշգրիտ փորձեր։

Չնայած այսքան դժվար է պրոտոնի ինքնակամ քայքայում դիտելը, հնարավոր է, որ մեր իսկ գոյությունը պայմանավորված է հակադարձ գործընթացով՝ պրոտոնների կամ ավելի պարզ մասնիկների՝ քվարկների առաջացումով սկզբնական այնպիսի վիճակից, որում ավելի շատ հակաքվարկներ կային, քան քվարկներ, որը կարող է տիեզերքի սկզբնավորման ամենահավանական ճանապարհը լինել։ Երկրագնդի նյութը կազմված է հիմնականում պրոտոններից և նեյտրոններից, որոնք իրենց հերթին կազմված են քվարկներից։ Հակաքվարկներից առաջացած հակապրոտոններ և հականեյտրոններ չկան, բացառությամբ այն չնչին քանակի, որը հզոր արագացուցիչներում ստացել են ֆիզիկոսները։ Տիեզերական ճառագայթների հիման վրա ստացված արդյունքները ցույց են տալիս, որ վիճակը նույնն է մեր գալակտիկայում, ուր հակապրոտոններ և հականեյտրոններ չկան, բացի այն փոքր թվով մասնիկ֊հակամասնիկ զույգերից, որոնք առաջանում են բարձր էներգիա ունեցող մասնիկների բախման ընթացքում։ Եթե մեր գալակտիկայում լինեին հակամարմինների լայն տիրույթներ, ապա հակամարմին և մարմին պարունակող տիրույթների սահմանագծում շատ հզոր ճառագայթում կդիտվեր՝ շնորհիվ մասնիկ֊հակամասնիկ զույգերի փոխադարձ ոչնչացման։

Մենք ուղղակի ապացույց չունենք այն մասին, որ այլ գալակտիկաներում նյութը կազմված է պրոտոններից ու նեյտրոններից կամ հակապրոտոններից ու հականեյտրոններից։ Բայց երկուսից մեկը պետք է լինի, քանի որ այն չի կարող մասնիկի և հակամասնիկի խառնուրդ լինել, այլապես նման դեպքում տեղի կունենար մասնիկների ոչնչացում և հզոր էներգիայի ճառագայթում։ Այդ պատճառով այսօր տարածված է այն կարծիքը, որ գալակտիկաները ավելի շուտ կազմված են քվարկներից, քան հակաքվարկներից։ Անհավանական է, որ որոշ գալակտիկաներ կազմված են նյութից, իսկ մյուսները՝ հականյութից։

Իսկ ի՞նչն է պատճառը, որ ավելի շատ քվարկներ կան, քան հակաքվարկներ։ Ինչո՞ւ դրանք հավասար թվով չեն կարող լինել։ Սա ակնհայտ է, քանի որ այդ դեպքում քվարկներն ու հակաքվարկները կոչնչացնեին միմյանց, նախնական տիեզերքում նյութ գոյություն չէր ունենա, և տիեզերքը լցված կլիներ հզոր ճառագայթումով։ Գոյություն չէին ունենա գալակտիկաներ, աստղեր կամ մոլորակներ, որտեղ մարդկային կյանք կարող էր զարգանալ։ Բարեբախտաբար, մեծ միասնական տեսություններն ի վիճակի են բացատրել, թե ինչո՞ւ այժմ տիեզերքում ավելի շատ քվարկներ կան, քան հակաքվարկներ, նույնիսկ եթե սկզբնական շրջանում դրանց թիվը հավասար էր։ Ինչպես մենք տեսանք, ՄՄՏ֊ները թույլ են տալիս, որ բարձր էներգիայի պայմաններում քվարկները փոխարկվեն հակաէլեկտրոնների։ Դրանք թույլ են տալիս նաև հակառակ գործընթացը՝ հակաքվարկների փոխանակումը էլեկտրոնների և հակաէլեկտրոնների ու էլեկտրոնների փոխարկումը քվարկների ու հակաքվարկների։ Տիեզերքի շատ վաղ շրջանում, երբ այն չափազանց տաք էր, մասնիկների էներգիան այնքան բարձր էր, որ հնարավոր էին նման փոխարկումները։ Պատճառն այն է, որ ֆիզիկայի օրենքները ճիշտ նույնը չեն մասնիկների և հակամասնիկների համար։

Մինչև 1956 թվականը տարածված էր այն կարծիքը, թե ֆիզիկայի օրենքները ենթարկվում են երեք առանձին համաչափություններից յուրաքանչյուրին․ դրանք կոչվում են C, P, T. համաչափություններ։ C֊համաչափություն նշանակում է, որ մասնիկի և հակամասնիկի համար ուժի մեջ է նույն օրենքը։ P֊համաչափությունը նշանակում է, որ օրենքները նույնն են որևէ դրության և նրա հայելային պատկերի համար (դեպի աջ պտտվող մասնիկի հայելապատկերը ձախ պտտվողն է)։ T֊համաչափությունը նշանակում է, որ եթե բոլոր մասնիկների ու հակամասնիկների շարժման ուղղությունը շրջվի, ապա համակարգը կվերադառնա իր նախնական վիճակին, այլ կերպ ասած, օրենքները նույնն են ժամանակի առաջընթաց և հետընթաց ուղղություններում։

1956֊ին երկու ամերիկացի ֆիզիկոսներ՝ Յունգ֊Դաո Լին և Չեն Նին Յանգը այն միտքն արտահայտեցին, թե թույլ ուժը համաչափությանը չի ենթարկվում։ Այլ կերպ ասած, թույլ ուժի ազդեցության տակ տիեզերքի զարգացումը բոլորովին այլ կլիներ, քան նրա հայելային պատկերի զարգացումը։ Նույն տարում նրանց պաշտոնակից Չյեն֊Շյունգ Վուն ապացուցեց, որ այդ կանխագուշակումը ճիշտ է։ Տիկին Վուն ռադիոակտիվ ատոմների միջուկները մագնիսական դաշտում այնպես էր դասավորել, որ բոլորը նույն ուղղությամբ էին պտտվում և գտել էր, որ էլեկտրոնների արձակումը ավելի մեծ է մի ուղղությամբ, քան մյուս ուղղությամբ։ Հաջորդ տարում Լին և Յանգը Նոբելյան մրցանակ ստացան իրենց գաղափարի համար։ Պարզվեց նաև, որ թույլ ուժը չի ենթարկվում նաև C֊համաչափությանը։ Այսինքն, այդ պատճառով հակամասնիկներից կազմված տիեզերքը պետք է տարբեր լիներ մեր տիեզերքից։ Այնուամենայնիվ թվում է, թե թույլ ուժը ենթարկվում է CP միացյալ համաչափությունը։ Այսինքն՝ տիեզերքն ու իր հայելային պատկերը նույն ձևով կզարգանային, եթե, որպես լրացում, ամեն մասնիկ փոխարինված լիներ իր հակամասնիկով։ Սակայն, 1964֊ին երկու ամերիկացի՝ Ջ․ Ու․ Կրոնինը և Վել Ֆիտչը հայտնաբերեցին, որ նույնիսկ CP համաչափությունը ուժի մեջ չէ K֊մեզոններ կոչվող որոշակի մասնիկների քայքայման համար։ Կրոնինը և Ֆիտչը իրենց աշխատանքի համար վերջապես 1980֊ին արժանացան Նոբելյան մրցանակի։ (Այսպիսով, բազմաթիվ Նոբելյան մրցանակներ են շնորհվել պարզապես այն բանի համար, որ ցույց է տրվել, որ տիեզերքը այնքան պարզ չէ, որքան կարծում ենք)։

Կա մաթեմատիկական մի թեորեմ, որի համաձայն, ամեն տեսություն, որը ենթարկվում է քվանտային մեխանիկային և հարաբերականությանը, պետք է միշտ ենթարկվի CPT միացյալ համաչափությանը։ Այսինքն՝ տիեզերքի վարքագիծը չի փոխվի, եթե մասնիկները փոխարինվեն հակամասնիկներով, վերցվի տիեզերքի հայելային պատկերը և շրջվի ժամանակի ուղղությունը։ Բայց, ինչպես տեսանք, համաձայն Կրոնինի և Ֆիտչի, եթե մասնիկները փոխարինվեն իրենց հակամասնիկներով և վերցվի հայելային պատկերը, ապա տիեզերքը նույն վարքագիծը չի ունենա, քանի դեռ չի շրջվել ժամանակի ուղղությունը։ Այսինքն՝ եթե ժամանակը իր ուղղությունը փոխի, կփոխվեն նաև ֆիզիկայի օրենքները, հետևաբար դրանք չեն ենթարկվում T֊համաչափությանը։

Իհարկե, նախնական տիեզերքը T֊համաչափությանը չի ենթարկվում․ այսպես՝ եթե ժամանակը շարժվում է առաջ, տիեզերքն ընդարձակվում է, իսկ եթե ժամանակը ետ շարժվի, տիեզերքը պետք է կծկվի։ Եվ քանի որ կան այնպիսի ուժեր, որոնք չեն ենթարկվում T֊համաչափությանը, հետևաբար այդ ուժերը կարող են պատճառ դառնալ, որ տիեզերքի ընդարձակման պայմաններում ավեի շատ հակաէլեկտրոններ վերածվեն քվարկների, քան էլեկտրոններ՝ հակաքվարկների։ Մինչ տիեզերքն ընդարձակվում և սառչում է, հակաքվարկները աստիճանաբար ոչնչանում են քվարկներով, սակայն, որովհետև վերջիններիս թիվը ավելի շատ է, քան հակաքվարկներինը, ապա ակնհայտ է, որ քվարկների փոքրիկ ավելցուկ կմնա տիեզերքում։ Հենց սա էլ կազմում է այն նյութական աշխարհը, որը մենք տեսնում ենք այսօր և, որից մենք ինքներս կազմված ենք։ Այսպիսով, հենց մեր գոյությունը հաստատում է մեծ միասնական տեսության ճշմարտացիությունը, թեև լոկ որակական առումով։ Անորոշությունն այն է, որ մենք չենք կարող հաշվել, թե ոչնչացումից հետո ինչ թվով քվարկներ կմնան կամ, դեռ ավելին, դրանք քվարկներ, թե հակաքվարկներ կլինեն։ (Այնուամենայնիվ, եթե մնացած մասնիկները հակաքվարկներ լինեին, մենք պարզապես դրանք կանվանեինք քվարկ, իսկ քվարկները՝ հակաքվարկներ, և դրանից ոչինչ չէր փոխվի)։

Մեծ միասնական տեսությունները չեն ընդգրկում գրավիտացիոն ուժը։ Սա առանձնահատուկ նշանակություն չունի, որովհետև գրավիտացիոն ուժը այնքան թույլ է, որ կարելի է այն արհամարհել, երբ մենք գործ ունենք տարրական մասնիկների և ատոմների հետ։ Սակայն, այն փաստը, որ դրանք երկուսով հեռավոր ազդեցության ուժեր են և բնույթով՝ միշտ ձգողական, նշանակում է, որ նրանց ազդեցությունը գումարային է։ Այսինքն, եթե նյութական մասնիկների թիվը շատ մեծ է, ապա գրավիտացիոն ուժը կարող է գերազանցել մյուս բոլոր ուժերին։ Ահա թե ինչու է գրավիտացիոն ուժը^[8] որոշում տիեզերքի էվոլյուցիան։ Նույնիսկ այն չափի մարմինների համար, ինչպիսիք աստղերն են, գրավիտացիոն ձգողական ուժը կարող է գերազանցել մյուս բոլոր ուժերին և ստիպել, որ աստղը կոլապսվի։ 1970֊ի իմ ուսումնասիրությունները կենտրոնացած էին սև խոռոչներին, որոնք կարող են առաջանալ այդպիսի աստղային կոլապսի արդյունքում, և նրանց շուրջ առկա հզոր գրավիտացիոն դաշտերի վրա։ Այս էր պատճառը, որն ինձ հուշեց այն մասին, թե ինչպես կարող են ընդհանուր հարաբերականությունը և քվանտային մեխանիկան լրացնել միմյանց, և սա եղավ գրավիտացիոն քվանտային մեխանիկայի առաջին առկայծումը։

Սև խոռոչներ

Սև խոռոչ տերմինն առաջացել է ընդամենը վերջերս։ 1969֊ին այն ներմուծել է ամերիկացի գիտնական Ջոն Ուիլլերը, որպեսզի պատկերավոր ձևով նկարագրի մի գաղափար, որն առաջացել էր առնվազն երկու հարյուր տարի առաջ, երբ լույսի բնույթը բացատրող երկու տեսություն կար։ Մեկը Նյուտոնի առաջարկած լույսի մասնիկային տեսությունն էր, մյուսը՝ լույսի՝ ալիքներից կազմված լինելու տեսությունը։ Մենք այժմ գիտենք, որ այդ երկու տեսությունն էլ, իրապես ճիշտ են։ Համաձայն քվանտային մեխանիկայի, որի հիմքում ընկած է լույսի արլիք֊մասնիկային երկվությունը, լույսը կարելի է դիտել և՛ որպես մասնիկ, և՛ որպես ալիք։ Լույսի ալիքներից կազմված լինելու տեսությունը պարզ չէր սակայն, թե այն իրեն ինչպես կպահի գրավիտացիոն դաշտում։ Իսկ եթե լույսը կազմված է մասնիկներից, ապա սպասելի էր, որ գրավիտացիոն դաշտը լույսի վրա պետք է թողներ այնպիսի ազդեցություն, ինչպիսին թողնում է արկերի, հրթիռների և մոլորակների վրա։ Սկզբում մարդիկ մտածում էին, թե լույսի մասնիկները շարժվում են անսահման մեծ արագությամբ, ուստի գրավիտացիոն դաշտն ի վիճակի չէ դանդաղեցնել նրանց ընթացքը։ Բայց Ռոեմերի հայտնագործությունը, ըստ որի լույսն ունի վերջավոր արագություն, վկայում էր, որ գրավիտացիան կարող է էական ազդեցություն թողնել լույսի վրա։

Այս ենթադրության հիման վրա Քեմբրիջի համալսարանի դասախոս Ջոն Միչելը 1783֊ին Լոնդոնի Թագավորական ընկերության փիլիսոփայական հաղորդակցություններում տպած մի հոդվածում ուշադրություն հրավիրեց այն հարցի վրա, որ, երբ աստղը բավականին զանգվածեղ և խիտ լինի, ապա այն պետք է այնպիսի գրավիտացիոն դաշտ ունենա, որ լույսը չկարողանա արձակվել, իսկ եթե, այնուամենայնիվ, որոշ լույս արձակվի աստղի մակերևույթից, ապա գրավիտացիոն դաշտը պետք է հետ քաշի այն և թույլ չտա իրենից հեռանալ։ Միչելը գտնում էր, որ այդպիսի աստղեր կարող են շատ լինել։ Չնայած մենք նրանց չենք կարող տեսնել, որովհետև նրանց լույսը մեզ չի հասնի, սակայն այդ աստղերի գրավիտացիոն ձգողականությունը կզգանք։ Հենց այսպիսի առարկաներն այն են, ինչ մենք անվանել ենք սև խոռոչներ, որովհետև դրանք, ըստ էության մթին դատարկություններ են տարածության մեջ։ Մի քանի տարի անց նմանօրինակ առաջարկություն արեց ֆրանսիացի գիտնական մարկիզ դը Լապլասը՝ ամենայն հավանականությամբ Միչելից անկախ։ Հետաքրքրական է բավականին, որ Լապլասը դա ներառել է իր՝ «Աշխարհի համակարգը» գրքի միայն առաջին և երկրորդ հրատարակություններում, սակայն ավելի ուշ հրատարակությունից հանել է, հավանաբար, ենթադրելով, որ անիմաստ է։ (Արդեն 19֊դարում լույսի մասնիկային տեսությունը մոռացվել էր և, կարծես ամեն ինչ կարելի էր բացատրել ալիքային տեսությամբ, որի համաձայն, ինչպես ասվեց, հստակ չէ գրավիտացիոն դաշտը կարո՞ղ էր արդյոք ներգործել ալիքային շարժման վրա ընդհանրապես)։

Իրականում, բոլորովին անտեղի էր լույսի մասնիկը պատկերել որպես թնդանոթի արկ, ինչպես դա արվում է Նյուտոնի ձգողականության տեսության մեջ, այն պատճառով, որ լույսի արագությունը հաստատուն է։ (Որովհետև դեպի վեր կրակված արկը աստիճանաբար կդանդաղի ձգողական ուժի ազդեցության տակ և վերջապես վայր կընկնի):^[9]

Ֆոտոնը, սակայն, հաստատուն արագությամբ կշարունակի բարձրանալ վեր։ Ինչպե՞ս կարող է այժմ նյուտոնյան ձգողականությունը ազդել լույսի վրա։ Լուսի վրա գրավիտացիոն դաշտի ազդեցության հետևողական տեսությունը տվեց շատ ավելի ուշ՝ 1915֊ին, երբ Էյնշտեյն առաջարկեց ընդհանուր հարաբերականությունը։ Սակայն նույնիսկ դրանից հետո երկար ժամանակ պահանջվեց, որպեսզի հասկացվեր մեծ զանգված ունեցող աստղերի տեսության նշանակությունը։

Որպեսզի հասկանանք, թե ինչպես է առաջանում սև խոռոչը, առաջին հերթին հարկավոր է իմանալ, թե ի՞նչ բան է աստղի կյանքի շրջափուլը։ Աստղն առաջանում է, երբ մեծ քանակությամբ գազը (հիմնականում ջրածին) կոլապսվում է ինքն իր մեջ իր գրավիտացիոն ձգողության ազդեցությամբ։ Սեղմված գազի ատոմներն իրար ավելի հաճախ և աստիճանաբար ավելի մեծ արագությամբ են բախվում, և սեղմված գազը տաքանում է։ Վերջապես գազն այն աստիճան է տաքանում, որ իրար հետ բախվող ջրածնի ատոմները ոչ թե հետ են մղվում, այլ ընդհակառակը՝ իրար են միանում և առաջացնում հելիում։ Այս ռեակցիայի արդյունքում մեծ քանակի ջերմություն է անջատվում, ինչպես ջրածնային ռումբի պայթման ժամանակ, որից և աստղը փայլատակում է։ Այդ լրացուցիչ ջերմության շնորհիվ այնքան է բարձրանում գազի ճնշումը, մինչև որ բավարարի հավասարակշռելու գրավիտացիոն ձգողությունը, և գազի սեղմվելը դադարում է։ Այս վիճակը նման է օդապարիկի վիճակին, երբ գազի ներքին ճնշումը ձգտում է ընդարձակել օդապարիկը, իսկ ռետինե թաղանթի լարվածությունը՝ փոքրացնել ծավալը, և ստեղծվում է հավասարակշռություն։ Այդ նույն ձևով աստղերը կարող են այնքան ժամանակ կայուն մնալ, քանի դեռ միջուկային ռեակցիայի առաջացրած ջերմությունը հավասարակշռում է գրավիտացիոն ձգողականությանը։ Սակայն, ի վերջո, ջրածնի կամ այլ վառելանյութի պաշարները կսպառվեն։ Որքան էլ տարօրինակ է, ինչքան սկզբնական վառելանյութի պաշարը մեծ է, այնքան արագ է սպառվում այն։ Եվ որքան տաք է աստղը, այն այնքան արագ կսպառի իր պաշարը։ Մեր արեգակը հավանաբար բավական պաշար ունի՝ ավելի քան հինգ հազար միլիոն տարվա, բայց շատ ավելի զանգվածեղ աստղերն իրենց վառելայնությունը սպառած կլինեն ավելի փոքր՝ հարյուր միլիոն տարվա ընթացքում, որը շատ կարճ ժամանակամիջոց է տիեզերքի տարիքի համեմատ։ Երբ աստղերը սպառում են վառելանյութը, սկսում են սառչել և կծկվել։ Թե ինչպես է դա տեղի ունենում, պարզվեց միայն 1920֊ական թվականների վերջերին։

1928֊ին հնդիկ մի շրջանավարտ՝ Սուբրահամանիան Չանդրասեկհարը, Անգլիա ժամանեց Քեմբրիջի համալսարանում աստղագետ սըր Արթուր Էդինգտոնի մոտ ուսումնասիրություններ կատարելու համար, մի մարդու, որը հարաբերականության ընդհանուր տեսության խոշոր մասնագետ էր։ (Ըստ լայնորեն տարածված լուրերի, 1920֊ի սկզբներին մի լրագրող Էդինգտոնին իբր հարցրել է, թե ինքը լսել է, որ աշխարհում լոկ երեք գիտնական կարող են հասկանալ ընդհանուր հարաբերականությունը։ Էդինգտոնը մի պահ լսել և պատասխանել է․ «Փորձում եմ մտաբերել, թե ո՞վ է այդ երրորդը»)։ Չանդրասեկհարը Հնդկաստանից ճանապարհորդության ընթացքում լուծել է հետևյալ հարցը․ ի՞նչ չափսի պետք է լինի աստղը, որ իր ամբողջ վառելանյութը սպառելուց հետո կարողանա իր գոյությունը պահպանել սեփական գրավիտացիոն դաշտում։ Հարցի էությունը հետևյալն էր․ երբ աստղը կծկվում է, նյութական մասնիկները շատ են մոտենում իրար և, համաձայն Պաուլիի արգելակման սկզբունքների, պետք է շատ տարբեր արագություններ ունենան։ Դա ստիպում է նրանց հեռանալ միմյանցից և պատճառ դառնում, որ աստղը ընդարձակվի։ Ուստի աստղը կարող է հաստատուն շառավղով իր գոյությունը պահպանել, եթե գրավիտացիոն ձգողականությունը հավասարակշռվի այն վանողությամբ, որը առաջանում է արգելակման սկզբունքի շնորհիվ ճիշտ այնպես, ինչպես աստղի կյանքի սկզբնական շրջանում գրավիտացիոն ձգողականությունը հավասարակշռում էր անջատված ջերմությամբ։

Ընդ որում Չանդրասեկհարը քաջատեղյակ էր, որ արգելակման սկզբունքով պայմանավորված վանողական ուժերը պետք է ինչ֊որ սահման ունենան։ Հարաբերականության տեսությունը աստղերում մասնիկների արագությունների միջև առավելագույն տարբերությունը սահմանափակում է լույսի արագությամբ։ Սա նշանակում է, որ երբ աստղը բավականաչափ խտացել է, անորոշության սկզբունքով պայմանավորված վանողականությունը գրավիտացիոն ձգողականությունից փոքր կլինի։ Չանդրասեկհարի հաշվումները ցույց տվեցին, որ, եթե սառը աստղի զանգվածը արեգակի զանգվածից մեծ է մոտ մեկուկես անգամ, ապա այն չի կարող դիմակայել իր գրավիտացիոն ձգողությանը։ (Այս զանգվածն այսօր հայտնի է որպես Չանդրասեկհարի սահման)։

Գրեթե միևնույն ժամանակ նման հայտնագործություն էր կատարել նաև ռուս գիտնական Լև Դավիդովիչ Լանդաուն։

Չանդրասեկհարի սահմանը կարևոր նշանակություն ունեցավ մեծ զանգվածով աստղերի ապագա վիճակի խնդրում։ Երբ աստղի զանգվածը փոքր է այդ սահմանային մեծությունից, ապա ի վերջո աստղը կդադարի կծկվել և կհասնի կայուն վիճակի, ինչպես «սպիտակ թզուկը», որի շառավիղը մի քանի հազար մղոն է, իսկ խտությունը՝ մի քանի տասնյակ տոննա խորանարդ դյույմում։ Սպիտակ թզուկն իր գոյությունը պահպանում է շնորհիվ էլեկտրոնների միջև առկա վանողական փոխազդեցության՝ համաձայն Պաուլիի արգելակման սկզբունքի։ Մենք մեծ թվով սպիտակ թզուկներ ենք հայտնաբերել։ Առաջիններից մեկը, որ հայտնաբերվել է, պտտվում է Սիրիուսի շուրջը, որը գիշերային երկնակամարի ամենափայլուն աստղն է։

Լանդաուն նշել է, որ արեգակից մեկ կամ երկու անգամ մեծ սահմանային զանգված ունեցող աստղի համար հնարավոր է սպիտակ թզուկից շատ ավելի փոքր մի այլ վերջնական վիճակ։ Այս աստղերը պետք է կայուն լինեն արգելակման սկզբունքով պայմանավորված նեյտրոնների և պրոտոնների, քան էլեկտրոնների միջև վանողական փոխազդեցության շնորհիվ։ Այդ պատճառով էլ դրանք կոչվեցին նեյտրոնային աստղեր։ Սրանց շառավիղը կլինի մոտ տասը մղոն, իսկ խտությունը՝ տասնյակ միլիոն տոննա խորանարդ դյույումում։ Այն ժամանակ, երբ դրանք կանխագուշակվեցին, նեյտրոնային աստղերի դիտման միջոցներ դեռևս չկային։ Դրանք շատ ավելի ուշ հնարավոր եղավ հայտնաբերել։

Չանդրասեկհարի սահմանից ավելի մեծ զանգված ունեցող աստղերի վիճակը, որոնք սպառում են իրենց վառելանյութը, խիստ հարցական է։ Որոշ դեպքերում կարող է պատահել, որ աստղը պայթի կամ կարողանա այնքան նյութ կորցնել, որ հասնի Չանդրասեկհարի սահմանին և խուսափի գրավիտացիոն կոլապսի աղետից։ Սակայն դժվար է հավատալ, որ այդպիսի բան միշտ կարող է պատահել, անկախ այն բանից, թե որքան մեծ է աստղը։ Այն ինչ իմանա, թե պետք է կշիռ կորցնել։ Եվ նույնիսկ, եթե ամեն աստղ կարողանա բավարար նյութ կորցնելով կոլապսից խուսափել, ապա ի՞նչ կպատահի, եթե թզուկին կամ նեյտրոնային աստղին հավելյալ նյութ ավելացվի, և նրանց զանգվածը անցնի սահմանից։ Այդ աստղերը, ուրեմն, կոլապսի՞ պիտի ենթարկվեն՝ հասնելով անվերջ խիտ վիճակի։ Էդինգտոնը ուղղակի ցնցված էր դրանից և հրաժարվեց ընդունել Չանդրասեկհարի եզրահնգումները։ Էդինգտոնը մտածում էր, որ պարզապես անհնար է, որ աստղը կարող է կոլապսվել և մի կետ դառնալ։ Այս նույն կարծիքին էր գիտնականների մեծամասնությունը․ Էյնշտեյնը հանդես եկավ մի հոդվածով, որում պնդում էր, թե աստղը չի կարող կծկվել մինչև զերո չափսը։ Գիտնականների և մանսավորապես իր նախկին ուսուցչի և աստղագիտության առաջնակարգ մասնագետ Էդինգտոնի անբայրացակամությունն այդ հարցում համոզեցին Չանդրասեկհարին հրաժարվել այդ ուղղությամբ իր ուսումնասիրություններից և նվիրվել աստղագիտության այլ հարցերի, ինչպես օրինակ, աստղային կույտերի շարժումներն են։ Այնուամենայնիվ, երբ 1983֊ին Չանդրասեկհարին շնորհվեց Նոբելյան մրցանակ, դա մասամբ սառը աստղերի սահմանային զանգվածի ուղղությամբ անցյալում նրա կատարած աշխատանքների համար էր։

Չանդրասեկհարը ցույց էր տվել, որ արգելակման սկզբունքը բավարար չէ կանխելու այն աստղերի կոլապսումը, որոնց զանգվածը մեծ է Չանդրասեկհարի սահմանից։ Բայց թե ի՞նչ կպատահի այդպիսի աստղերի հետ ըստ հարաբերականության ընդհանուր տեսության, առաջինը պարզեց երիտասարդ ամերիկացի գիտնական Ռոբերտ Օպենհեյմերը 1939 թվականին։ Սակայն նրա եզրահանգումն այնպիսին էր, որ այդ ժամանակ օգտագործվող հեռադիտակներով հայտնաբերել և դիտել հնարավոր չէր։ Վրա հասավ Երկրորդ համաշխարհային պատերազմը, և Օպենհեյմերը մոտիկից ներգրավվեց ատոմական ռումբի ստեղծման աշխատանքներում։ Պատերազմի ավարտից հետո գրավիտացիոն կոլապսի հիմնահարցը հիմնովին մոռացության տրվեց, քանի որ գիտնականների մեծ մասն անցավ ատոմի միջուկի մասշտաբի հեռավորություններում տեղի ունեցող երևույթների ուսումնասիրությանը։ 1960֊ական թվականներին սակայն, շնորհիվ ժամանակակից տեխնիկական միջոցների կիրառման, հնարավոր եղավ աստղագիտական լայն մասշտաբի դիտարկումներ կատարել և հետքրքրությունը լայնամասշտաբ աստղագիտական և տիեզերագիտական ուսումնասիրությունների ուղղությամբ վերակենդանացավ։ Օպենհեյմերի աշխատանքները վերահայտնաբերվեցին, և շատերն այն ընդունեցին։

Օպենհեյմերի աշխատանքներից ելնելով՝ հարցը կարելի է պատկերացնել այսպես․ աստղի գրավիտացիոն դաշտը փոխում է տարածություն֊ժամանակի մեջ տարածվող լույսի ճառագայթների ուղին, և աստղը երևում է այնտեղ, որտեղ իրականում չկա։ Լուսակոները, որոնք ցույց են տալիս նրանց գագաթի արձակված լույսի ճառագայթների ուղին տարածություն֊ժամանակի մեջ, աստղի մակերևույթի մոտ թեթևակի դեպի ներս թեքված կլինեն։ Դա կարելի է տեսնել հեռավոր աստղերից եկող լույսի թեքման միջոցով, ինչը դիտվում է արեգակի խավարման ժամանակ։ Երբ աստղը կծկվում է, գրավիտացիոն դաշտն ավելի է մեծանում, և լուսակոների՝ դեպի ներս թեքվածությունը խորանում է։ Այսպիսով, դա դժվարացնում է լույսի ձերբազատումը աստղից, և հեռվից դիտողին նրանցից եկող լույսը թուլացած կարմիր է երևում։ Վերջապես, երբ կծկման հետևանքով աստղի շառավիղը հասնում է որոշակի կրիտիկական մեծության, և գրավիտացիոն դաշտի ուժն այն աստիճան է աճում, և կոները այն աստիճան են կորանում, որ լույսը բոլորովին չի կարող արձակվել (նկ․ 6.1)։ Համաձայն հարաբերականության տեսության ոչինչ չի կարող շարժվել լույսից ավելի արագ։ Եվ քանի որ չի կարողանում պոկվել գրավիտացիոն դաշտից, ուստի ոչինչ չի կարողանա դա անել, ու ամեն ինչ գրավիրացիոն դաշտի կողմից ետ կձգվի։ Այսպիսով գոյություն ունի պատահարների մի շարք՝ մի տիրույթ տարածություն֊ժամանակի մեջ, որտեղից հնարավոր չէ ձերբազատվել և հասնել հեռավոր դիտողին։ Հենց այդ տիրույթն էլ կոչվում է սև խոռոչ։ Նրա սահմանագիծը կոչվում է պատահույթի հորիզոն և համընկնում է լուսային ճառագայթների այն ուղու հետ, որից դուրս չի կարող անցնել սև խոռոչից արձակված լույսը։

Հասկանալու համար, թե մարդ ինչ կարող է տեսնել աստղի կոլապսի հետևանքով առաջացող սև խոռոչը դիտելիս, պետք է հիշել, որ համաձայն հարաբերականության տեսության, բացարձակ ժամանակ գոյություն չունի։ Յուրաքանչյուր դիտորդ ունի ժամանակի իր չափումը։ Աստղի գրավիտացիոն դաշտի պատճառով նրա վրա գտնվողի համար ժամանակն այլ է, քան նրանից որոշ հեռավորության վրա գտնվողի համար։ Ենթադրենք՝ մի անվեհեր տիեզերագնաց գտնվում է կոլապսի ենթարկվող աստղի մակերևույթին և աստղի հետ ինքն էլ է կոլապսվում և, իր ժամացույցով չափված, նա ամեն վայրկյան ազդանշան է ուղարկում դեպի աստղի շուրջ պտտվող տիեզերանավը։ Դիցուկ, նրա ժամացույցով ժամը 11.00֊ին աստղը կծկվելով փոքրացել է կրիտիկական շառավղից, և գրավիտացիոն դաշտը այնքան է ուժեղացել, որ որևէ ազդանշան այլևս չի կարող պոկվել նրանից և հասնել տիեզերանավին։ Մինչ ժամը մոտենում է 11.00֊ին, տիեզերանավի անձնակազմի համար ազդանշանների միջև ընկած ժամանակամիջոցները գնալով երկարում են, թեև այդ բանը ժամը 10 անց 59 րոպե 59 վայրկյանից առաջ շատ աննշան կլինի։ Այսպես, տիեզերագանացի10 անց 59 րոպե 58 վայրկյանին տրված ազդանշանից մինչև 10 անց 59 րոպե 59 վայրկյանի ազդանշանը մեկ վայրկյանից փոքր֊ինչ երկար կտևի, սակայն 11.00֊ի ազդանշանին նրանք կսպասեն անվերջ։ Տիեզերագնացի ժամացույցով ժամը 10 անց 59րոպե 59 վայրկանից մինչև 11.00֊ն աստղի մակերևույթից արձակված լույսի ալիքները ըստ տիեզերանավի անձնակազմի, կտարածվեն անսահման ժամանակամիջոցում։ Տիեզերանավին հասած՝ հաջորդական ալիքների միջև ընկած ժամանակամիջոցներն աստիճանաբար կերկարեն, ընդ որում աստղի ճառագայթումն աստիճանաբար ավելի կկարմրի և կթուլանա։ Ի վերջո աստղն այն աստիճան աղոտ կդառնա, որ տիեզերանավի համար կդառնա անտեսանելի, և այդ ամենի արդյունքում տիեզերքում կառաջանա մի սև խոռոչ։ Այնուամենայնիվ, աստղի գրավիտացիոն դաշտի ձգողության ուժը կգործի առաջվա նման, և տիեզերանավը կշարունակի պտտվել սև խոռոչի շուրջ։

Այս սցենարը, սակայն, լրիվ չի համապատասխանում իրականությանը հետևյալ պատճառով․ ձգողության ուժը թուլանում է աստղի մակերևույթից հեռանալիս, հետևաբար, այն միշտ ավելի ուժեղ կլինի մեր անվեհեր տիեզերագնացի ոտքերի մոտ, քան գլխի վրա։ Ուժերի այս տարբերությունը տիեզերագնացին կձգի մակարոնի նման և կամ բաժան֊բաժան կանի նրան՝ աստղը դեռ իր կրիտիկական շառաղվին չհասած, երբ ձևավորվում է պատահույթի հորիզոնը։ Սակայն մենք կարծում ենք, որ տիեզերքում կան ավելի զանգվածեղ մարմիններ, ինչպես գալակտիկաների կենտրոնական տիրույթները, որոնք կարող են գրավիտացիոն կոլապսի ենթարկվել և սև խոռոչ առաջացնել։ Այդ տեղերից մեկում գտնվող տիեզերագնացը մինչև սև խոռոչ առաջանալը կտոր֊կտոր չի լինի։ Կրիտիկական շառաղվին հասնելիս նա, փաստորեն, առանձնահատուկ ոչինչ չի զգում և անցում է կատարում դեպի անդարձություն՝ դա չնկատելով։ Այնուամենայնիվ, մինչ տիրույթը շարունակում է կոլապսվել, մի քանի ժամվա ընթացքում գրավիտացիոն ձգողական ուժերի տարբերությունը տիեզերագնացի ոտքերի և գլխի վրա այն աստիճան կմեծանա, որ նրան դարձյալ բաժան֊բաժան կանի։

1965֊ից մինչև 1970 թվականը Ռոջեր Պենրոուզի հետ իմ կատարած աշխատանքը ցույց տվեց, որ, ըստ հարաբերականության ընդհանուր տեսության, սև խոռոչում պետք է գոյություն ունենա անսահման խտություն և տարածություն֊ժամանակի կորության մի եզակիություն։ Սա բավականին նման է ժամանակի սկզբնավորման Մեծ պայթյունին, միայն այն տարբերությամբ, որ դա կոլապսվող մարմնի և տիեզերագնացի համար ժամանակի վերջն է։ Այս եզակիության համար գիտության օրենքներն ու մեր կանխագուշակման կարողությունը կորցնում են իրենց ուժը։ Բայց սև խոռոչից դուրս գտնվող ցանկացած դիտորդի համար կանխագուշակելու անկարողությունը որևէ նշանակություն չունի, որովհետև ո՛չ լույս, ո՛չ էլ որևէ այլ ազդանշան եզակիությայն կետից նրան չի կարող հասնել։ Այս ուշագրավ փաստը պատճառ դարձավ, որ Ռոջեր Պենրոուզը առաջարկեր տիեզերային գրաքննության վարկածը, որը կարելի է ձևակերպել հետևյալ կերպ․ «Աստված ատում է մերկ եզակիությունը»։ Այսինքն՝ գրավիտացիոն կոլապսի առաջացրած եզակիություններն առկա են միայն այնպիսի տեղերում, ինչպիսիք են սև խոռոչները, որոնք դրսից ղիտողներից պատշաճորեն թաքնվում են պատահութային հորիզոնով։ Խստորեն ասած, սա հայտնի է որպես թույլ տիեզերային գրաքննության վարկած․ դա սև խոռոչից դուրս գտնվող դիտորդներին պաշտպանում է եզակիության մեջ կանխատեսման անհնար լինելու հետևանքներից, սակայն ոչնչով չի օգնում խեղճ, դժբախտ տիեզերագնացին, որն ընկնում է խոռոչի մեջ։

Ընդհանուր հարաբերականության հավասարումներն ունեն մի քանի լուծումներ, որոնք թույլ են տալիս տիեզերագնացին դիտել մերկ եզակիությունը․ նա կարող է ի վիճակի լինել խուսափելու եզակիության հետ բախումից և փոխարենն ընկնել «որդնածակի» մեջ ու դուրս գալ տիեզերքի մի այլ տիրույթ։ Կարծես լայն հնարավորություններ են ստեղծվում տարածության և ժամանակի մեջ ճամփորդելու համար, բայց, դժբախտաբար, ինչպես պարզվում է, այս լուծումները կարող են շատ անկայուն լինել՝ նվազագույն խանգարող հանգամանքն անգամ, ինչպես հենց տիեզերագնացի ներկայությունն այդ տիրույթում կարող է լուծումն այնպես փոխել, որ տիեզերագնացը չնշմարի եզակիությունը, մինչև չբախվի նրա հետ և չավարտվի նրա կյանքի ժամանակը։ Այլ խոսքով ասած, եզակիությունը միշտ կլինի նրա ապագայում, ոչ թե անցյալում։ Տիեզերային գրաքննության վարկածի խիստ տարբերակի համաձայն, երբ լուծումն իրական է, եզակիությունները կամ լրիվ ապագայում կլինեն (ինչպես գրավիտացիոն կոլապսի եզակիությունը), կամ՝ լրիվ անցյալում (ինչպես Մեծ պայթյունը)։ Պետք է հուսալ, նաև, որ կլինի գրաքննչական վարկածի ինչ֊որ մի տարբերակ, երբ տարածության֊ժամանակի մերկ եզակիություններին շատ մոտ հնարավոր կլինի գնալ դեպի անցյալը։ Այդպիսի ճամփորդությունը թերևս արկածային վեպերի հեղինակներին ոգևորի, բայց կնշանակի, որ մեզանից ոչ ոքի կյանքն ապահովագրված չի լինի՝ մեկը կարող է մուտք գործել անցյալի մեջ և սպանել հորդ կամ մորդ՝ քո ձևավորվելուց դեռևս առաջ։

Պատահութային հորիզոնը, այսինքն՝ տարածության֊ժամանակի այն տիրույթի սահմանագիծը, որից դուրս ոչինչ չի կարող անցնել, կարելի է պատկերել որպես սև խոռոչը շրջափակող միակողմանի թաղանթ։ Ամեն ինչ, ինչպես անզգույշ տիեզերագնացը, կարող է պատահութային հորիզոնն անցնել և ընկնել սև խոռոչի մեջ, սակայն այնտեղից ոչինչ չի կարող դուրս գալ։ (Հիշեք, որ պատահությային հորիզոնը լույսի սահմանագիծն է և ոչինչ չի կարող լույսից ավելի արագ շարժվել)։ Պատահութային հորիզոնի մասին կարելի է կրկնել բանաստեղծ Դանթեի խոսքերը, արտասանված դժոխքի մուտքի առաջ․ «Ով մտնողներ, թողեք ձեր հույսը համայն» (թրգմ․ Ա․ Տայան)։ Ամեն ոք և ամեն ինչ, որ ներս է ընկնում պատահութային հորիզոնից, շուտով հասնում է անսահման մեծ խտության և ժամանակի վերջի տիրույթ։

Ընդհանուր հարաբերականությունը կանխագուշակում է, որ ծանր առարկաները շարժվելիս, տարածության կորության մեջ առաջացնում են գրավիտացիոն ալիքներ (կոհակներ), որոնք տեղաշարժվում են լույսի արագությամբ։ Սրանք նման են լույսի ալիքների, որոնք էլեկտրամագնիսական դաշտի կոհակներ են, սակայն ավելի դժվար են հայտնաբերվում։ Լույսի նման, դրանք կրում են իրենց արձակած առարկայի (աղբյուրի) էներգիան։ Սպասելի է, որ մեծ զանգված ունեցող առարկաներն ի վերջո կհասնեն ստացիոնար վիճակի, որովհետև շարժման էներգիան կտարվի արձակվող գրավիտացիոն ալիքներով։ (Երևույթը նման է այն դեպքին, երբ խցանը նետում են ջրի մեջ․ սկզբում խցանը թափով վեր ու վար է շարժվում ջրի մեջ, սակայն երբ կոհակները ցրում են նրա էներգիան, այն աստիճանաբար հանդարտվում է և հասնում ստացիոնար վիճակի)։ Օրինակ, երկրի շրջապտույտն իր ուղեծրով արեգակի շուրջ առաջացնում է գրավիտացիոն ալիքներ։ Էներգիայի կորստի հետևանքով երկրի ուղեծիրը պիտի որ փոխվի, և երկիրն աստիճանաբար մոտենա արեգակին, բախվի նրա հետ և հասնի ստացիոնար վիճակի։ Այս դեպքում էներգիայի կորուստը շատ փոքր է՝ այն հազիվ կարող է բավարարել մի փոքրիկ էլեկտրական ջեռուցիչ աշխատեցնելու համար։ Դա նշանակում է, որ հազար միլիոն միլիոն միլիոն միլիոն տարի հետո միայն երկիրը կընկնի արեգակի վրա, այնպես որ, մտահոգվելու հարկ չկա։ Երկրի ուղեծրի փոփոխությունն այն աստիճան աննշան է, որ դիտարկելի չէ, բայց նման երևույթ վերջին տարիներին դիտվել է, այսպես կոչված, PSR 1913 + 16 համակարգում։ (PSR նշանակում է «պուլսար որը յուրահատուկ նեյտրոնային աստղ է և կանոնավոր կերպով ռադիոալիքներ է առաքում): Այս համակարգը պարունակում է երկու նեյտրոնային աստղեր, որոնք պտտվում են միմյանց շուրջ, և արձակված գրավիտացիոն ալիքներով նրանց կորցրած էներգիան ստիպում է, որ այդ երկու աստղերը պարուրաձև մոտենան իրար։

Սև խոռոչ առաջացնելիս աստղի գրավիտացիոն կոլապսի ընթացքում շարժումները շատ արագ են տեղի ունենում և, հետևաբար, էներգիայի ցրման արագությունը ևս կլինի շատ բարձր։ Այդ պատճառով դա շուտով կհասնի ստացիոնար վիճակի։ Ի՞նչ տեսք կունենա այդ վերջնական վիճակը։ Կարելի է ենթադրել, որ դա կախված կլինի աստղի բոլոր բարդ առանձնահատկություններից, որոնցից այն կազմված է․ ոչ միայն նրա զանգվածից և պտույտի արագությունից, այլև տարբեր մասերի խտություններից և աստղի մեջ գտնվող գազերի խճճված շարժումներից։ Եթե առաջացած սև խոռոչներն այնպես տարբեր լինեն, ինչպես դրանք առաջացնող կոլապսվող մարմինները, ապա ընդհանրապես սև խոռոչների մասին կանխագուշակումներ անելը շատ դժվար կլինի։

1967֊ին, սակայն, սև խոռոչների ուսումնասիրության բնագավառում հեղաշրջում կատարեց կանադացի գիտնական Վերներ Իսրայելը (ծնվել է Բեռլինում, սովորել Հարավային Աֆրիկայում և դոկտորական աստիճան ստացել Իռլանդիայում)։ Իսրայելը ցույց տվեց, որ, համաձայն հարաբերականության ընդհանուր տեսության, պտտական շարժումից զրկված սև խոռոչները պետք է շատ պարզ լինեն, նրանք կատարյալ գնդաձև են, նրանց չափը կախված է միայն զանգվածից, և ցանկացած երկու սև խոռոչներ, որոնք նույն զանգվածն ունեն, նույնական են։ Դրանք փաստորեն, կարելի է նկարագրել Էյնշտեյնյան հավասարումների մասնակի լուծումներով, որոնք հայտնի են դեռևս 1917֊ից և հայտնագործվել են Կարլ Շվարցշիլդի կողմից՝ հարաբերականության ընդհանուր տեսության ստեղծումից անմիջապես հետո։ Սկզբնական շրջանում շատերը, այդ թվում նաև Իսրայելը գտնում էին՝ քանի որ սև խոռոչները կատարյալ գնդաձև են, ուստի պիտի առաջացած լինեն կատարյալ գնդաձև մարմինների կոլապսի հետևանքով։ Հետևաբար, որևէ իրական աստղ, որ երբեք կատարյալ գնդաձև չէ, կոլապսի հետևանքով կարող է առաջացնել միայն մի մերկ եզակիություն։

Սակայն կար Իսրայելի տվյալների այլ մեկնաբանություն, ինչը արեցին մասնավորապես Ռոջեր Պենրոուզը և Ջոն Ուիլերը։ Նրանք պնդում էին, որ աստղի կոլապսի ընթացքում տեղի են ունենում արագ շարժումներ, ինչի հետևանքով արձակված գրավիտացիոն ալիքներն աստղն ավելի գնդաձև են դարձնում, ընդ որում, երբ այն հասնում է ստացիոնար վիճակի, արդեն ճշգրիտ գնդաձև է լինում։ Ըստ այս տեսակետի, յուրաքանչյուր աստղ, որ զրկված է պտտական շարժումից, որքան էլ բարդ ներքին կառուցվածք և ձև ունենա, գրավիտացիոն կոլապսից հետո կառաջացնի կատարելապես գնդաձև սև խոռոչ, որի շառավիղը կախված կլինի միայն նրա զանգվածից։ Հետագա հաշվումներն ապացուցեցին այս տեսակետի ճշտությունը, և այն շուտով ընդհանուր առմամբ ընդունվեց։

Իսրայելի եզրահանգումները վերաբերում էին միայն այն սև խոռոչներին, որոնք առաջանում են պտտական շարժումից զրկված մարմիններից։ Նորզելանդացի գիտնական Ռոյ Քերն 1963֊ին հարաբերականության ընդհանուր տեսության հավասարումների այնպիսի լուծումների շարք գտավ, որոնք նկարագրում էին պտտվող սև խոռոչները։ Այսպես կոչված «Քեր» սև խոռոչները պտտվում են հաստատուն արագությամբ, նրանց չափն ու ձևը կախված են միայն պտտական արագությունից և զանգվածից։ Եթե պտույտը հավասար է զերոյի, ապա սև խոռոչը կատարյալ գնդաձև է, և լուծումը նույնական է Շվարցշիլդի առաջարկած լուծման հետ։ Եթե պտույտը զերոյական չէ, ապա սև խոռոչը հասարակածում ինչ֊որ չափով դուրս է ցցվում (ինչպես երկիրը կամ արեգակն են դուրս ցցվում պտույտի շնորհիվ), և դա մեծ է այնքան, որքան արագ է պտույտը։ Այսպիսով, Իսրայելի տեսությունը տարածելով նաև պտտվող մարմինների վրա ենթադրվեց, որ կոլապսի ենթարկվող ցանկացած պտտվող մարմին, որն առաջացնում է սև խոռոչ, ի վերջո կհասնի այնպիսի մի ստացիոնար վիճակի, որը նկարագրվում է Քերի լուծումով։

1970֊ին այս ենթադրությունն ապացուցելու գործին ձեռնամուխ եղավ իմ գործընկեր և ասպիրանտ Բրանդոն Քարտերը։ Նա ցույց տվեց, որ եթե պտտվող ստացիոնար սև խոռոչն ունենա համաչափության առանցք, ինչպես պտտվող հոլը, ապա խոռոչի չափն ու ձևը կախված կլինեն միայն նրա զանգվածից և պտտման արագությունից։ Իսկ 1971֊ին ես ապացուցեցի, որ որևէ պտտվող սև խոռոչ անպայման այդպիսի համաչափության առանցք պետք է ունենա։ Վերջապես, 1973֊ին Լոնդոնի Թագավորական քոլեջում Դեյվիդ Ռոբինսոնը, օգտագործելով Քարտերի և իմ տվյալները, ցույց տվեց, որ այդ ենթադրությունը ճիշտ է, և այդպիսի սև խոռոչն իրոք ունի Քերի լուծում։ Այսպիսով, գրավիտացիոն կոլապսից հետո առաջացած սև խոռոչը կհասնի մի վիճակի, որում այն կարող է պտտվել, բայց չի բաբախի։ Դեռ ավելին, նրա չափն ու ձևը կախված կլինեն լոկ նրա զանգվածից և պտտման արագությունից և ո՛չ սև խոռոչն առաջացնող կոլապսվող մարմնի բնույթից։ Այս արդյունքն արտահայտված է հետևյալ ասացվածքի մեջ․ «Սև խոռոչը գեսեր չունի»։ Այս «անգիսության» թեորեմը մեծ կիրառական կարևորություն ունի, որովհետև մեծ չափով սահմանափակում է սև խոռոչների հնարավոր տեսակների առկայությունը։ Այսպիսով, հնարավոր է սև խոռոչներ պարունակող առարկաների համար մանրամասն մոդելներ ստեղծել, կանխագուշակումներ անել և դրանք համեմատել դիտարկումների հետ։ Դա նշանակում է նաև, որ սև խոռոչ առաջացնող մարմնի կոլապսից հետո նրա մասին տեղեկությունների մեծ մասր կորչում է, որովհետև մենք ստացիոնար վիճակում կարող ենք չափել միայն նրա զանգվածն ու պտտման արագությունը։ Այս բանի նշանակությունը մենք կտեսնենք հաջորդ գլխում։

Սև խոռոչը գիտության պատմության այն հազվադեպ երևույթներից մեկն է, որի տեսությունը մաթեմատիկական մեծ մանրամասնությամբ մշակվեց՝ դրա ակներևությունը դիտարկումներով ապացուցող որևէ փաստ ունենալուց առաջ։ Սև խոռոչների գոյության հակառակորդների գլխավոր փաստարկը հենց փորձնական տվյալների բացակայությունն էր․ ինչպե՞ս կարելի է հավատալ այն մարմինների գոյությանը, որոնց միակ ապացույցը հիմնված էր ընդհանուր հարաբերականության կասկածելի հաշվումների վրա։ Սակայն, ահա 1963֊ին Կալիֆոռնիայի Պալոմարի աստղադիտարանի աստղագետներից մեկը՝ Մարտեն Շմիդտը չափեց աղոտ աստղանման մի մարմնի կարմիր շեղումը՝ 3C273 կոչված ռադիոալիքների աղբյուրի ուղղությամբ (ռադիոաղբյուրների Քեմբրիջի 3֊րդ գրացուցակի 273 համարն է)։ Նա գտավ, որ դա շատ մեծ է գրավիտացիոն դաշտով պայմանավորված լինելու համար, եթե դա իրոք գրավիտացիոն կարմիր շեղումը լիներ, ապա այդ մարմինը այնքան զանգվածեղ և մեզ այնքան մոտ պետք է լիներ, որ պիտի խախտեր Արեգակնային համակարգի մոլորակների ուղեծրերը։ Սա նշանակում էր, որ կարմիր շեղումը տիեզերքի ընդարձակման արդյունք է, որն իր հերթին նշանակում է, որ թույլ լուսատու մարմինը շատ հեռու է գտնվում։ Հետևաբար, որպեսզի այդ մեծ հեռավորության վրա մարմինը տեսանելի լինի, պետք է այն շատ պայծառ լինի, կամ, այլ խոսքերով ասած, մեծ քանակի էներգիա արձակի։ Իսկ այդքան մեծաքանակ էներգիայի առաջացման միակ մեխանիզմը, որ մարդ կարող է ենթադրել, կարող է լինել ոչ թե մի աստղի, այլ գալակտիկայի ամբողջ կենտրոնական շրջանի գրավիտացիոն կոլապսը։ Մի շարք նման և «քվազիաստղային մարմիններ» կամ քվազարներ հայտնաբերվեցին՝ բոլորը մեծ կարմիր շեղումներով։ Սակայն, այս բոլորը չափազանց հեռավոր մարմիններ են, այդ պատճառով նրանց դիտարկումը դժվար է իրականացնել և ունենալ սև խոռոչների առկայության համոզիչ փաստարկներ։

Սև խոռոչների գոյության մասին հուսադրող փաստեր տվեց Քեմբրիջի համալսարանի ասպիրանտ Ջոնսելին Բելը 1967֊ին երկնակամարում հայտնաբերելով կանոնավոր ռադիոալիքներ առաքող բաբախող մարմիններ։ Սկզբում Բելը և նրա ղեկավար Էնտոնի Հյուիշը մտածեցին, թե կարող է կապ են հաստատել գալակտիկայում արտերկրային քաղաքակրթության հոտ։ Արդարև, երբ սեմինարին նրանք զեկուցում էին այդ հայտնագործության մասին, հիշում եմ, իրենց գտած առաջին աղբյուրն անվանեցին ՓԿՄ 1―4, (անգլ․LGM՝ 1-4 «Little Gres Men», Փոքրիկ կանաչ մարդիկ)։ Հետագայում հեղինակները, ինչպես նաև մյուս գիտնականները, հանգեցին նվազ ռոմանտիկ այն եզրակացությանը, որ այդ երկնային մարմինները, որոնք կոչվեցին պուլսարներ, պտտվող նեյտրոնային աստղեր են, որոնք իրենց մագնիսական դաշտի և շրջակա նյութի մի բարդ փոխազդեցությունների շնորհիվ ռադիոալիքներ են արձակում՝ բաբախելով։ Իհարկե, տիեզերական արկածների հեղինակների համար սա վատ լուր էր, սակայն այդ ժամանակ սև խոռոչների գոյությանը հավատացող մեր փոքրաթիվ խմբին հույսեր էր ներշնչում․ սա նեյտրոնային աստղերի մասին առաջին դրական ապացույցն էր։ Նեյտրոնային աստղի շառավիղը մոտավորապես 10 մղոն է, միայն մի քանի անգամ է մեծ աստղի այն կրիտիկական շառավղից, որի դեպքում վերածվում է սև խոռոչի։ Ուրեմն, եթե մի աստղ կարող է կծկվել այդքան փոքր չափերի, ապա հակատրամաբանական չէ սպասել, որ այլ աստղեր կոլապսի հետևանքով կկծկվեն ավելի փոքր չափերի և կվերածվեն սև խոռոչների։

Հարց է ծագում, քանի որ սև խոռոչից լույսի արձակումը հնարավոր չէ, ապա ի՞նչ հույս կա այն հայտնաբերելու։ Դա մի փոքր նման է ածխի պահեստում սև կատու փնտրելուն։ Բարեբախտաբար, դրա միջոցը կա։ Ջոն Միչելի՝ 1783֊ին հրատարած առաջին հաղորդագրության մեջ նշվում է, որ սև խոռոչը դեռևս ազդում է շրջապատի մարմինների վրա գրավիտացիոն ուժով։ Աստղագետները դիտարկել են շատ համակարգեր, որոնց երկու աստղեր պտտվում են իրար շուրջ և միմյանց ձգում գրավիտացիոն ուժով։ Դիտվել են նաև այնպիսի համակարգեր, որոնցում միայն մի տեսանելի աստղ պտտվում է ինչ֊որ անտեսանելի զուգընկերոջ շուրջ։ Ոչ ոք չի կարող, իհարկե, անմիջապես եզրակացնել, թե այդ անտեսանելի զուգընկերը սև խոռոչ է, որովհետև բացառված չէ, որ դա թույլ լուսատվություն ունեցող մի աստղ լինի։ Այնուամենայնիվ, այս համակարգերի մի մասը, ինչպես Սիգնուս X-1 կոչվողը (նկ․ 6.2), նաև ուժեղ ռենտգենյան ճառագայթման աղբյուրներ են։ Այս երևութի լավագույն բացատրությունն է նյութի ժայթքումը տեսանելի աստղի մակերևույթից։ Այդ նյութը անտեսանելի զուգընկերոջ վրա թափվելով, առաջացնում է պարուրաձև շարժում (ինչպես լողարանի ջուրը տաշտի անցքից դուրս հոսելիս), այն շատ է տաքանում և արձակում է ռենտգենյան ճառագայթներ (նկ․ 6.3)։ Որպեսզի այդպիսի բան պատահի, անհրաժեշտ է, որ անտեսանելի առարկան շատ փոքր լինի, ինչպես Սպիտակ թզուկը, նեյտրոնային աստղը կամ սև խոռոչը։ Տեսանելի աստղի ուղեծրի դիտարկումը թույլ է տալիս հաշվել անտեսանելի մարմնի հնարավոր նվազագույն զանգվածը։ Սիգնուս X-1֊ի դեպքում անտեսանելի մարմնի զանգվածը արեգակի զանգվածից մեծ է մոտ վեց անգամ, որը համաձայն Չանդրասեկհարի սահմանային օրենքի, շատ մեծ է Սպիտակ թզուկ լինելու համար։ Նեյտրոնային աստղ լինելու համար այս զանգվածը նույնպես շատ մեծ է։ Հետևաբար, թվում է, թե դա պետք է սև խոռոչ լինի։

Կան այլ մոդելներ, որոնք Սիգնուս x-1 համակարգում բացառում են սև խոռոչի առկայությունը, սակայն դրանք շատ անբնական բնույթ ունեն։ Դիտարկվածի ամենահավանական բացատրությունը կարելի է համարել սև խոռոչի առկայությունը։ Հակառակ դրա ես գրազ եմ եկել Կալիֆոռնիայի տեխնոլոգիական ինստիտուտից Քիպ Թոռնի հետ, որ իրականում Սիգնուս X-1֊ի համակարգում սև խոռոչ գոյություն չունի։ Այս քայլին դիմելով, ես ինքս ինձ ապահովագրել եմ։ Ես մեծ աշխատանք եմ կատարել սև խոռոչների բնագավառում, և այն իզուր կանցնի, եթե սև խոռոչներ գոյություն չունենան։ Բայց այդ դեպքում գոնե գրազը կշահեմ և որպես մխիթարանք՝ Պրայվիթ Ս հանդեսի չորս տարվա բաժանորդագրություն կստանամ։ Իսկ եթե սև խոռոչներ գոյություն ունենան, Քիպը Պենթհաուզի տարեկան բաժանորդագրություն ձեռք կբերի։ 1975֊ին, երբ գրազ բռնվեցինք, մենք 80 տոկոսով վստահ էինք, որ Սիգնուսը սև խոռոչ է։ Այժմ կարող եմ ասել, որ վստահ ենք 95 տոկոսով, սակայն գրազը դեռ շարունակվում է։

Մենք այժմ փաստեր ունենք մեր գալակտիկայում Սիգնա x―1֊ի նման համակարգերում և երկու հարևան գալակտիկաներում, որոնք կոչվում են Մագելանի ամպեր, մի քանի այլ խոռոչների գոյության մասին նույնպես։ Սակայն, տարակույս չկա, որ հավանաբար սև խոռոչների թիվն ավելի մեծ է․ տիեզերքի տևական պատմության ընթացքում բազմաթիվ աստղեր սպառած պիտի լինեին իրենց միջուկային վառելանյութը և կոլապսի ենթարկված։ Սև խոռոչների թիվը կարող է ավելի մեծ լինել, քան տեսանելի աստղերինը, ինչր միայն մեր գալակտիկայում հասնում է հարյուր հազար միլիոնի։ Ավելի մեծ թվով սև խոռոչների հավելյալ գրավիտացիոն ձգողական ուժը կարող է բացատրել մեր գալակտիկայի պտտական շարժման արագությունը․ տեսանելի աստղերի զանգվածը բավարար չէ դրա համար։ Որոշ փաստեր ունենք նաև այն մասին, որ մեր գալակտիկայի կենտրոնում մի մեծ սև խոռոչ կա, որի զանգվածը մոտ հարյուր հազար անգամ մեծ է արեգակի զանգվածից։ Գալակտիկայի այն աստղերը, որոնք մոտենում են այդ հսկա մեծ խոռոչին, դրան մոտ և հեռավոր կողմերի վրա ազդող գրավիտացիոն ուժերի տարբերության պատճառով, կտոր֊կտոր են լինում։ Դրանց մնացորդները և այդ աստղերից ժայթքող գազերն ընկնում են սև խոռոչի մեջ։ Ինչպես Սիգնուս x―1֊ի պարագայում գազերը պարուրաձև ներս են քաշվում և տաքանում, թեև ոչ այն աստիճան, ինչպես Սիգնուսի դեպքում։ Այստեղ ջերմությունը չի բավարարում ռենտգենյան ճառագայթների համար, սակայն բավարար է ռադիոալիքների և ինֆրակարմիր ճառագայթման շատ խիտ աղբյուր լինելու համար, որը և դիտվում է գալակտիկայի կենտրոնում։

Այն կարծիքը կա, թե նման և նույնիսկ ավելի մեծ սև խոռոչներ կան քվազարների կենտրոններում, որոնց զանգվածն արեգակի զանգվածից մեծ է մոտ հարյուր միլիոն անգամ։ Միայն այդպիսի գերզանգված ունեցող սև խոռոչների մեջ նյութի մուտքը կարող է առաջացնել հզոր էներգիայի աղբյուր, որով և բացատրվում է դրանցից հսկայական էներգիայի արձակումը։ Երբ նյութը պարուրաձև մտնում է սև խոռոչի մեջ, վերջինիս ստիպում է պտտվել նույն ուղղությամբ և առաջացնել մագնիսական դաշտ՝ հար և նման երկրի մագնիսական դաշտին։ Ներս լցվող նյութը պատճառ է դառնում, որ սև խոռոչի մոտերքում առաջանան շատ բարձր էներգիա ունեցող մասնիկներ։ Մագնիսական դաշտն այնքան հզոր կլինի, որ նրա ազդեցության տակ մասնիկները կկիզակետվեն և դուրս կժայթքեն սև խոռոչի պտտման առանցքի ուղղությամբ, այսինքն՝ դրա հյուսիսային և հարավային բևեռների ուղղությամբ։ Այդպիսի ժայթքումներ իրոք դիտվել են մի շարք գալակտիկաներում և քվազարներում։

Կարելի է նաև ենթադրել, որ արեգակից շատ փոքր զանգված ունեցող սև խոռոչներ նույնպես կան։ Այդպիսի սև խոռոչները չեն կարող առաջացած լինել գրավիտացիոն կոլապսից, քանի որ նրանց զանգվածները Չանդրասեկհարի սահմանային մեծությունից փոքր են․ այդքան փոքր զանգված ունեցող աստղերը կարող են դիմակայել գրավիտացիոն ուժերին, անգամ եթե սպառել են իրենց միջուկային վառելանյութը։ Փոքր զանգված ունեցող սև խոռոչները կարող են առաջանալ այն ժամանակ, երբ նյութը չափազանց խտանում է շատ բարձր արտաքին ճնշումների ազդեցությամբ։ Այսպիսի պայմաններ կարող են ստեղծվել շատ մեծ ջրածնային ռումբի մեջ։ Ֆիզիկոս Ջոն Ուիլերը հաշվել է, որ եթե աշխարհի բոլոր օվկիանոսներում եղած ամբողջ ծանր ջուրը^[10] հավաքենք, ապա դրանից պատրաստված ջրածնային ռումբն այնպիսի մի ճնշում կառաջացնի, և նյութը կենտրոնում այն աստիճան կսեղմվի, որ կառաջանա մի սև խոռոչ։ (Իհարկե, մարդ չի մնա դա դիտելու համար)։ Գործնականում հնարավոր է, որ տիեզերքի սկզբնական շրջանում բարձր ճնշման և ջերմաստիճանի պայմաններում փոքր զանգված ունեցող սև խոռոչներ առաջացած լինեն։ Սև խոռոչներ կարող էին առաջանալ, եթե նախնական տիեզերքը կատարյալ հարթ և միօրինակ եղած չլիներ, որովհետև միայն միջինից ավելի խիտ մի տիրույթ կարող էր այն աստիճան սեղմվել, որ սև խոռոչ առաջանար։ Սակայն մենք գիտենք, որ ինչ֊որ խախտումներ պետք է եղած լինեն, հակառակ դեպքում նյութը մինչև օրս կատարյալ միօրինակ ձևով բաշխված կլիներ, աստղերով և գալակտիկաներով խմբավորված լինելու փոխարեն։

Թե աստղերի և գալակտիկաների առաջացման համար անհրաժեշտ այդ խախտումները պատճառ եղե՞լ են արդյոք, որպեսզի որոշակի քանակությամբ «նախասկզբնական» սև խոռոչներ ևս ստեղծվեին՝ կախված է միայն նախնական տիեզերքի պայմանների մանրամասներից։ Հետևաբար, եթե կարողանանք որոշել, թե որքան նախասկզբնական սև խոռոչներ կան այսօր, մենք շատ բան կիմանանք տիեզերքի շատ վաղ անցյալի վիճակի մասին։ Նախասկզբնական այնպիսի սև խոռոչները, որոնց զանգվածը հազար միլիոն տոննայից մեծ է (մեծ լեռան զանգվածի չափ), կարելի է հայտնաբերել միայն, որոշելով նրանց գրավիտացիոն ազդեցությունը այլ տեսանելի նյութի կամ տիեզերքի ընդարձակման վրա։ Սակայն ինչպես հաջորդ գլխում կտեսնենք, սև խոռոչները իրականում այնքան էլ սև չեն, նրանք տաք մարմնի նման լուսարձակում են և որքան փոքր են, այնքան ուժեղ է լուսարձակումը։ Այսպիսով, որքան էլ պարադոքսային թվա, ստացվում է, որ փոքրիկ, սև խոռոչներն ավելի հեշտ է հայտնաբերել, քան մեծերը։

1. ↑ ԱԿՍ (լատ․ AZS) ― ամիոտրոֆիկ կողմնային սկլերոզ։ Այս և հետագա բոլոր բացատրությունները Տ․ Քրմոյանինն են։
2. ↑ Աստղերն իհարկե, իրենց դիրքը փոխում են, սակայն դա տեսանելի կլինի միայն միլիոնավոր տարիների ընթացքում։
3. ↑ Ի․ Կանտն առաջին անգամ արեգակնային համակարգի ծագման հարցերին անդրադարձել է «Համընդհանուր բնական պատմություն և երկնքի տեսություն» (1755) աշխատությունում և առաջարկել այժմ իր անվամբ հայտնի հիպոթեզը։
4. ↑ Ա․ Մայքելսոնը լույսի արագության վրա երկրի շարժման ազդեցությունը չափելու առաջին փորձերը կատարել է 1881֊ին։
5. ↑ Ըստ Ռելե֊Ջինսի օրենքի, ճառագայթման էներգիան պետք է անսահման աճի ալիքի հաճախականության մեծությամբ, հասնելով արտասովոր մեծ արժեքների խորը ուլտրամանուշակագույն և ավելի կարճալիք տիրույթներում (հայտնի է է որպես, այսպես կոչված, «ուլտրամանուշակագույն աղետ»), բայց որի առավելագույն արժեքի, հաճախականության հետագա աճի հետ նվազում է։ Հաճախականությունների ամբողջ տիրույթում էներգիայի ճիշտ բաշխումը նկարագրվում է միայն քվանտային պատկերացումներով։
6. ↑ Ավելի ուշ, 60 ― 70֊ական թվականներին, մի առիթով Դիրակը սրամտեց, որպեսզի իմանանք, թե ինչ բան է էլեկտրոնը, պետք է իմանալ՝ ինչ բան է էլեկտրականությունը, իսկ որպեսզի վերջինիս ինչ լինելը իմանանք, հարկավոր է իմանալ, թե ինչ բան է էլեկտրոնը։
7. ↑ GUT անգլ․՝ grand unitied theory ― Մեծ միասնական տեսություն (ՄՄՏ):
8. ↑ Հարց է ծաում, գոյություն ունի՞ արդյոք փոխազդեցություն գրավիտացիոն ուժի և մյուս երեք քվանտային ուժերի միջև։ Բանն այն է, որ գրավիտացիոն ուժը տարածություն֊ժամանակի տիրույթում նյութի առկայության հետևանքն է։ Չնայած այդ ուժի էությունը մեզ հայտնի չէ դեռևս, բայց մենք գիտենք, որ նյութը որոշակի կառույց ունի, այն կազմված է որոշակի թվով պրոտոններից ու նեյտրոններից, նրանց կապի էներգիայից և վերջապես ատոմների ներքին փոխդասավորությունից։ Ըստ ոմանց, նյութի այդ կառուցվածքային առանձնահատկությունը պայմանավորում է մի հինգերորդ ուժ, որը հակազդում է գրավիտացիոն ուժին և գործում մինչև մի քանի հայրուր կիլոմետր հեռավորությունների վրա։ Սա վիճելի, բայց հետաքրքիր հարզ է, որի մասին մանրամասնորեն խոսվում է «National Geographic Magazine» ամսագրի 1989 թվականի մայիսի և սեպտեմբերի համարներում։
9. ↑ Եթե արագությունը մեծ է որոշ կրիտիկական (տիեզերական) արժեքից, ապա արկը կպոկվի երկրի ձգողական ուժից և դուրս կգա երկրաշուրջ ուղեծիր կամ միջմոլորակային տարածություն։
10. ↑ Ծանր ջրի մոլեկուլներում ջրածնի բոլոր ատոմները փոխարինված են ծանր ջրածնի (դեյտերիումի) ատոմներով։ Սովորական ջուրը, այսպես ասած, «թեթև» և «ծանր» ջրերի խառնուրդ է, իսկ «ծանր» և «թեթև» ջրածինները իրարից տարբերվում են միջուկում եղած նեյտրոնների թվով (առաջինում մեկ, երկրորդում՝ զերո)։