Теперь легко найти решение для ?(x), которое имеет вид

где m — это масса частицы.

Вместе с уравнением Шрёдингера это уравнение определяет теорию де Бройля–Бома. Отметим, что второе уравнение нелинейно, но это не влияет на уравнение Шрёдингера — оно по-прежнему остаётся полностью линейным. Тогда подходящая интерпретация такова, что этот подход для устранения недочётов копенгагенского подхода предлагает новое уравнение, зависящее от волновой функции нелинейным образом. Вся сила и красота основополагающего уравнения, то есть уравнения Шрёдингера, полностью сохраняется.

Можно также добавить, что уравнение непосредственно обобщается на случай многих частиц: в правую часть нового уравнения подставляется волновая функция многочастичной системы ?(x, x, x, … x), и при вычислении скорости k-й частицы производная берётся по отношению к k-й координате (рассматривается, для простоты, одномерное пространство; в старших измерениях, соответственно, увеличивается число координат). Это обобщённое уравнение явно нелокально: скорость k-й частицы мгновенным образом зависит от положений других частиц (поскольку волновая функция зависит от координат положения частиц).

100

Приведём конкретный умозрительный эксперимент, демонстрирующий различия между копенгагенским и многомировым подходом. Электрон, подобно всем остальным элементарным частицам, обладает свойством, известным как спин. Электрон, подобно волчку, может вращаться вокруг некоторой оси, но с тем существенным отличием, что скорость его вращения — независимо от направления оси — всегда постоянна. Спин является внутренней характеристикой электрона, подобно массе или электрическому заряду. При этом значение имеет лишь то, вращается он по часовой стрелке или против часовой стрелки вокруг заданной оси. Если против часовой стрелки, мы говорим, что спин электрона вдоль этой оси направлен вверх; если по часовой стрелке, мы говорим, что спин электрона направлен вниз. Из квантово-механической неопределённости следует, что если спин электрона вдоль данной оси имеет определённое значение — например, со 100-процентной вероятностью спин электрона направлен вверх вдоль z-оси — то его спин вдоль x-оси и y-оси неопределён: вдоль x-оси спин будет с вероятностью 50 процентов направлен вверх и с вероятностью 50 процентов вниз; то же самое справедливо для y-оси.

Представьте теперь, что берётся электрон, спин которого вдоль z-оси с вероятностью 100 процентов направлен вверх, и затем требуется измерить его спин вдоль x-оси. Согласно копенгагенскому подходу, если спин окажется направленным вниз, это означает, что волна вероятности спина электрона схлопнулась: возможность «спин-вверх» была стёрта из реальности, остался единственный пик, соответствующий «спин-вниз». В многомировом подходе наоборот, имеют место оба результата, «спин-вниз» и «спин-вверх», поэтому, в частности, возможность «спин-вверх» полностью сохраняется.

Чтобы вынести решение в пользу того или иного подхода, вообразим следующее. Представим, что после измерения спина электрона вдоль x-оси, кто-то полностью обратил физическую эволюцию. (Фундаментальные уравнения физики, включая уравнение Шрёдингера, инварианты относительно обращения времени, что означает, в частности, что по крайней мере в принципе можно развернуть назад любую эволюцию. В моей книге «Ткань космоса» содержится полное обсуждение этого вопроса.) Этой инверсии подвергнется всё: электрон, приборы, всё что угодно, участвующее в эксперименте. Теперь, если многомировой подход верен, последующее измерение спина электрона вдоль z-оси должно привести, со 100-процентной вероятностью, к значению, с которого мы начали: «спин-вверх». Однако, если верен копенгагенский подход (под которым я подразумеваю математически самосогласованную версию, такую как формулировка Джирарди–Римини–Вебера), то мы получим другой ответ. Копенгагенский подход говорит, что при измерении спина электрона вдоль x-оси, где мы обнаружили «спин-вниз», возможность появления «спин-вверх» была аннулирована, полностью стёрта из регистра реальности. Поэтому при обращении измерения мы не возвратимся назад в начальное положение, потому что часть волны вероятности навсегда потеряна. При последующем измерении спина электрона вдоль z-оси нет 100-процентной вероятности получения того же самого результата, с которого мы начали. Наоборот, оказывается, что есть 50 процентов вероятности, что будет получен исходный результат, и 50 процентов вероятности, что будет получен другой. Если повторять этот эксперимент раз за разом и если доверять копенгагенскому подходу, то в среднем в половине случаев вы не получите исходного результата для спина электрона вдоль z-оси. Проблема, конечно же, в осуществлении полного обращения физической эволюции. Но в принципе, этот эксперимент может помочь выяснить, какая из двух теорий верна.

101

Основываясь на общей теории относительности и проведя соответствующие вычисления, Эйнштейн математически доказал, что экстремальные конфигурации Шварцшильда — известные теперь как чёрные дыры — не могут существовать. Математически его вычисления были совершенно верными. Но он ввёл дополнительные предположения, которые, при экстремальной искривлённости пространства и времени, вызываемой чёрной дырой, оказались слишком ограничительными. Эти ограничения означали, что используемый Эйнштейном математический формализм не обладал достаточной свободой для обнаружения существования чёрных дыр. Но это всего лишь артефакт подхода Эйнштейна, а не указание на то, могут или нет образовываться чёрные дыры. При современном понимании очевидно, что в общей теории относительности есть место для решений, содержащих чёрные дыры.

102

Как только система достигает конфигурации с максимальной энтропией (подобно пару при фиксированной температуре, однородно заполняющему контейнер), то все возможности для дальнейшего увеличения энтропии оказываются исчерпанными. Поэтому более точное утверждение таково, что энтропия возрастает, пока не достигнет наибольшего значения, допускаемого системой.

103

В 1972 году Джеймс Бардин, Брэндон Картер и Стивен Хокинг открыли математические законы, описывающие эволюцию чёрных дыр, и обнаружили, что эти уравнения выглядят точно так же, как уравнения термодинамики. Всё, что надо сделать для перевода из одного набора законов в другой, это заменить «площадь горизонта чёрной дыры» на «энтропию» (и наоборот), а «гравитацию на поверхности чёрной дыры» на «температуру». Поэтому, чтобы идея Бекенштейна сработала — чтобы сходство оказалось не просто совпадением, а свидетельством наличия энтропии у чёрных дыр, — температура чёрных дыр должна быть отлична от нуля.

104

Причина, по которой энергия меняется, отнюдь не так очевидна; она основывается на внутренней связи между энергией и временем. Энергию частицы можно представлять как скорость вибраций квантового поля. Если заметить, что сам смысл скорости вовлекает понятие времени, взаимосвязь между энергией и временем становится очевидной. Чёрные дыры оказывают глубочайшее влияние на время. Для удалённого наблюдателя время при приближении объекта к горизонту чёрной дыры замедляется, а на горизонте останавливается совсем. При пересечении горизонта время и пространство меняются ролями — внутри чёрной дыры радиальное направление становится временем. Это означает, что внутри чёрной дыры понятие положительной энергии совпадает с движением вдоль радиального направления к центру сингулярности чёрной дыры. Когда партнёр с отрицательной энергией из пары рождённых из вакуума частиц пересекает горизонт, он действительно падает в центр чёрной дыры. Таким образом, отрицательная энергия, которая у него была с точки зрения удалённого наблюдателя, становится положительной энергией для наблюдателя внутри чёрной дыры. Поэтому такие частицы могут существовать во внутренности чёрной дыры.

105

Когда чёрная дыра сжимается, поверхность её горизонта событий тоже сжимается, что противоречит утверждению Хокинга об увеличении площади полной поверхности. Напомним, однако, что теорема Хокинга о площади основана на классической общей теории относительности. Здесь мы учитываем квантовые процессы и приходим к более точному заключению.

106

Если более точно, то это минимальное число «да или нет» вопросов, ответы на которые однозначно определяют устройство системы на микроскопическом уровне.

107

Хокинг показал, что энтропия равна одной четвёртой от площади горизонта событий в планковских единицах.

108

Из всех достижений, которые будут обсуждаться далее в этой главе, только вопрос о микроскопическом устройстве чёрной дыры пока не имеет полной ясности. Как упоминалось в главе 4, в 1996 году Эндрю Строминджер и Кумрун Вафа обнаружили, что если постепенно уменьшать (математически) силу гравитации, то чёрные дыры определённого типа превращаются в некоторые наборы струн и бран. Подсчитав возможные конфигурации всех составляющих, Строминджер и Вафа заново вывели, самым явным из когда либо имеющихся способов, знаменитую формулу Хокинга об энтропии чёрной дыры. Но даже при этом они не смогли описать эти составляющие в случае более сильного гравитационного поля, то есть в условиях, когда формируется чёрная дыра. Другие учёные, например Самир Матур и некоторые из его коллег, выдвинули другие идеи, в том числе возможную реализацию чёрных дыр в виде так называемых «пушистых шариков», места скопления вибрирующих струн, разбросанных по всей внутренности чёрной дыры. Пока эти идеи остаются гипотетическими. Далее в этой главе будут обсуждаться результаты (в разделе «Теория струн и голография»), наиболее внятно проясняющие вопрос микроскопического устройства чёрной дыры.

109

Более точно, гравитация может быть выключена в некоторой области пространства, если перейти в состояние свободного падения. Размер этой области зависит от масштабов изменения гравитационного поля. Если гравитационное поле изменяется только на больших расстояниях (то есть если гравитационное поле однородно или почти однородно), свободное падение скомпенсирует гравитацию в большой области пространства. Но если гравитационное поле изменяется на малых расстояниях — например, на расстояниях порядка вашего роста — то гравитацию можно погасить на уровне ног, но при этом чувствовать её на уровне головы. Это будет особенно важно потом, при падении на чёрную дыру, потому что гравитационное поле усиливается по мере приближения к сингулярности чёрной дыры; сила гравитации резко возрастает при уменьшении расстояния до сингулярности. Быстрое изменение означает, что нет никакого способа скомпенсировать эффект наличия сингулярности, что в конце концов растянет ваше тело до точки полного разрыва, потому что гравитационное притяжение на уровне ваших ног будет сильнее (если вы падаете ногами вперёд), чем на уровне головы.

110

Эти рассуждения иллюстрируют открытие, сделанное в 1976 году Вильямом Унру, в котором движение некоторого объекта связывается частицами, встреченными им на пути. Унру обнаружил, что если вы будете двигаться с ускорением сквозь пространство, вы окажетесь в газе частиц, температура которого задаётся вашим движением. Общая теория относительности указывает, что наличие ускорения определяется по сравнению с системой отсчёта, связанной с наблюдателем в состоянии свободного падения (см.: «Ткань космоса», глава 3). Поэтому если удалённый наблюдатель не находится в состоянии свободного падения, он видит излучение, испускаемое чёрной дырой; свободно падающий наблюдатель его не видит.

111

Чёрная дыра образуется, если масса M, заключённая внутри сферы радиуса R, превышает cR/2G, где c — скорость света и G — постоянная Ньютона.

112

На самом деле, когда материя под давлением своего собственного веса сжимается и образуется чёрная дыра, горизонт событий будет, как правило, находиться внутри границы рассматриваемой области. Иными словами, мы ещё не максимизировали энтропию в данной области. Это легко поправить. Набросайте больше материи внутрь чёрной дыры, что приведёт к расширению горизонта событий до исходной границы области. Поскольку за счёт этого добавочного процесса энтропия снова увеличится, то энтропия материи внутри данной области окажется меньше энтропии чёрной дыры в этом объёме, то есть площади поверхности данной области в планковских единицах.

113

G.’t Hooft, Dimensional Reduction in Quantum Gravity, «Salam Festschrift», eds. A. Ali, J. Ellis & S. Randjbar-Daemi. River Edge, N. J.: World Scientific, 1993, p. 284–296 (QCD161:C512:1993).

114

Как мы уже говорили, «уставший», или «измотанный» свет — это свет, у которого длина волны растянулась (испытала красное смещение), а частота колебаний уменьшилась из-за затрат энергии на удаление от чёрной дыры (или от любого источника гравитации). Подобно более привычным циклическим процессам (как, например, орбитальное движение Земли вокруг Солнца, вращение Земли вокруг своей оси и так далее), колебания света можно использовать для определения прошедшего времени. Собственно, колебания света, испущенного возбуждёнными атомами цезия-133, сейчас используются учёными для определения одной секунды. Таким образом, замедленные колебания уставшего света означают, что течение времени вблизи чёрной дыры — с точки зрения удалённого наблюдателя — также замедляется.