Сила тяготения стабильна и не желает ослабевать. Одно из последних «окон» возможной переменности гравитационной постоянной закрыто наблюдениями за единственной нейтронной звездой.
Поль Дирак был одним из основоположников квантовой теории и одним из самых удивительных физиков XX столетия. Ему еще не исполнилось и 25 лет, когда он получил свою докторскую степень за работу, которая коренным образом изменила основания квантовой механики и нашла приложения даже в механике классической.
Спустя два года он уже был автором первого уравнения, связавшего квантовую механику и теорию относительности, а вскоре стал первым ученым, предсказавшим неизвестную прежде частицу из одних лишь теоретических соображений симметрии. Эта частица, позитрон, была открыта в 1932 году, когда Дираку едва-едва исполнилось 30 лет. Через год в кармане 31-летнего физика уже лежала половина Нобелевской премии, которую он разделил со Шредингером.
Большие числа
Все это заставляло коллег Дирака относиться к его работам очень серьезно, даже если на первый взгляд они казались слишком умозрительными. В конце концов, «античастицы», «дырки в море Дирака», поначалу тоже казались чем-то противоречащим здравому смыслу. Однако ж не прошло и пятилетки, как позитрон был открыт.
В 1937 году Дирак, развивая идеи Германа Вейля, увлекся размышлениями о так называемых «больших числах», самым главным из которых было 1040 (10 в 40-й степени). Как заметил Дирак, очень многие безразмерные отношения во Вселенной – например, отношение характерных масштабов гравитационной и электромагнитной сил, действующих между частицами, выражались именно этим числом.
Среди прочих, с этим числом совпало и отношение возраста Вселенной (каким его полагали на тот момент) к характерному электромагнитному времени электрона. Каков был доскональный физический смысл этой величины, Дирак сказать не мог, однако предположил, что близость двух отношений должна как-то проистекать из внутренней связи между гравитацией и электромагнетизмом.
Тяготение слабеет
Грубо говоря, гравитация по Дираку такая слабая, потому что Вселенная – такая старая. Но вот беда: возраст Вселенной-то с ее возрастом увеличивается, простите за каламбур. А значит, чтобы объяснение работало, гравитация должна со временем ослабевать. Дираку такое предположение не показалось излишне диким, поскольку гравитационная постоянная G (константа Кавендиша, или, как ее иногда называют, константа Ньютона) известна не с такой уж большой точностью.
Окна переменности
Хотя «законы больших чисел» Дирака сейчас считаются скорее совпадением без особого смысла, переменность постоянной тяготения G – и в наши дни до конца не опровергнутая, хоть и маргинальная, идея. Поэтому физики пытаются наложить всевозможные ограничения на скорость изменения этой константы, и в этих усилиях обращают свой взгляд на самые разные процессы, в которые вовлечена как гравитация, так и другие силы.
Ученые следили за переменами G в лаборатории, исследовали изотопный состав продуктов реакции «естественного ядерного реактора» Окло в Габоне, очень точно измеряли положение линий в спектрах далеких объектов, наблюдали за изменениями в движении планет и комет Солнечной системы. Все это позволило ограничить изменения G на разных временных масштабах -- например, десятилетий или миллиардов лет.
Существует, однако, временной масштаб, на котором ограничения до недавних пор отсутствовали – это промежуток времени от десятков миллионов до миллиарда лет.
Трупные ограничения
Теперь и эта область надежно прикрыта. Андреас Райзенеггер из Католического университета Чили и его коллеги из Германии, Канады и США представили свои результаты на одном из мероприятий Генеральной ассамблеи Международного астрономического союза, которая прошла в Бразилии в августе текущего года. Теперь их работа доступна в Архиве электронных препринтов Корнельского университета.
Ученые сообразили, что медленные изменения G повлияют на остывание нейтронных звезд – эволюционных «трупов», которые остаются в конце жизни массивных (но не самых массивных) звезд. По сути, это гигантские атомные ядра массой в несколько солнц и размером в десяток-другой километров. Как и следует из названия, нейтронные звезды состоят по большей части из нейтронов – электрически незаряженных собратьев обычных протонов, которые входят в состав большинства атомных ядер.
В свободном виде нейтроны нестабильны и распадаются меньше чем за полчаса. Однако в нейтронной звезде распаду препятствует запрет Паули, который не позволяет двум продуктам этого распада – протонам и электронам рождаться в произвольном числе. Их максимальное количество определяется плотностью и температурой вещества, а вот последние уже зависят от силы гравитации.
Как показали Райзенеггер и его коллеги, ослабление гравитации создает новые свободные места для частиц, и реакция может снова пойти. Этот распад «греет» нейтронную звезду, в том числе и на поверхности. По подсчетам астрономов, этот нагрев столь существенен, что наблюдения всего одной-единственной старой нейтронной звезды – пульсара PSR J0437-4715 -- очень жестко ограничивают диапазон возможного изменения G. Она не может меняться быстрее, чем на 1% за 100 миллионов лет.
Эйнштейн стоит
Впрочем, имеющиеся ограничения и так уже свидетельствуют, что оригинальная идея Дирака не работает – G если и меняется, то медленнее, чем требуется по его гипотетическому закону. Однако вариации гравитационной постоянной от эпохи к эпохе или от места к месту – мощный тест теории гравитации. Пока она с честью выходит из этих испытаний.
