Czarne dziury – największy błąd Einsteina?

Ogłoszono dziś przyznanie Nagród Nobla z fizyki za czarne dziury. Roger Penrose jest matematykiem, który wykazał w latach sześćdziesiątych XX w., że obiekty takie są nieuchronnym wnioskiem z Einstenowskiej teorii względności. Drugą połowę nagrody otrzymali astronomowie, którzy wykazali, iż w centrum Galaktyki znajduje się ogromna czarna dziura. Poniżej piszę o paradoksalnej prehistorii tego problemu. Rozwiązanie równań Einsteina opisujące czarną dziurę otrzymał Karl Schwarzschild parę tygodni po ogłoszeniu teorii Einsteina. Wiemy dziś, że rozwiązanie to całkiem dobrze opisuje czarne dziury występujące we wszechświecie. Zatem równania znane były od roku 1915, w roku 1939 Robert Oppenheimer opisał, jak czarna dziura może powstać wskutek zapadania grawitacyjnego. Uczeni starali się jednak wyprzeć taką możliwość i nawet sam Oppenheimer nie traktował swej pracy poważnie. Sądzono powszechnie, że równania Oppenheimera i Snydera są tylko ciekawostką matematyczną. Zakładali oni w obliczeniach, że podczas zapadania się gwiazda ma idealną symetrię sferyczną. Był to słaby punkt, bo trudno sobie wyobrazić implozję, która zachowuje się aż tak idealnie. Przełom nastąpił ćwierć wieku później, gdy Roger Penrose wykazał, że czarne dziury pojawiają się bez względu na symetrię. Grawitacja jest siłą przyciągającą i działa tym silniej, im bliżej siebie znajdują się cząstki materii. Może dojść do sytuacji, że siły grawitacyjne pokonają nawet siły jądrowe wewnątrz materii i nasze zbiorowisko cząstek zamieni się w czystą energię grawitacyjną, najprostszy obiekt w przyrodzie, opisany ponad sto lat temu. Swoją drogą szkoda, że Komitet Noblowski nie pospieszył się bardziej, bo w rozwijanie koncepcji czarnych dziur wniósł też wkład zmarły przed dwoma laty Stephen Hawking. Być może uznali, że prace Hawkinga były zbyt spekulatywne. Choć prawdą jest, że to krótka praca Penrose’a z „Physical Review Letters” uruchomiła lawinę.

Nauka postępuje, robiąc błędy. Szczerze mówiąc, niewiele jest prac pionierów, które byłyby z dzisiejszego punktu widzenia prawidłowe. M.in. dlatego tak trudno być odkrywcą: trzeba dostrzec zarysy ładu w ogólnym chaosie i mętliku, zanim kurz opadnie i zanim sytuacja się wyklaruje (wtedy już wszyscy są mądrzy). Nic dziwnego, że w takich okolicznościach często widzi się nie to, co trzeba, albo odnajduje zarysy innego gmachu, niż ten, który ostatecznie zostanie zbudowany. Pionierzy są zwykle ludźmi twardymi, którzy mają jasną wizję świata, i jeśli ten prawdziwy nie przystaje do ich wizji, tym gorzej dla rzeczywistego świata.

Mówi się nieraz o błędach, popełnianych przez wielkich uczonych. Są one rzekomo przydatne, otwierają bowiem drogę do postępu. Nie wiem, czy to prawda. Znam z bliska wiele różnych sytuacji z historii nauki i moje wrażenie jest raczej takie, że pionierzy gotowi są iść za swoją wizją bez względu na koszty. I przeważnie mają w nosie, co inni sądzą na ten temat. Gdyby pozwalali się terroryzować przyjętym poglądom, do niczego by nie doszli. W skrytości ducha uważają opinię powszechną za głos durniów, choć zwykle są na tyle dobrze wychowani, by nie mówić tego głośno. Gotowi są iść za swoją wizją (najpierw trzeba ją oczywiście mieć: na tym etapie odpadają zwykli wyrobnicy), ryzykując wielką przegraną. W nauce (i to jest w niej piękne) powiedzenia Audaces fortuna iuvat nie trzeba tłumaczyć jako „szczęście sprzyja łajdakom”.

Mówi się czasem, że Albert Einstein za największy błąd swego naukowego życia uznał wprowadzenie stałej kosmologicznej. Rzecz jest o tyle zabawna, że obecnie, po latach, stała kosmologiczna pojawiła się znowu – teraz mówi się na nią ciemna energia. Szczerze mówiąc, stała kosmologiczna nie mogła być ani błędem, ani zasługą Einsteina. Wyraz taki można wprowadzić do równań jego teorii grawitacji (tzw. ogólnej teorii względności), ale na gruncie fizyki klasycznej nie ma poważnych powodów, aby to zrobić. Zatem brzytwa Ockhama nakazuje raczej odciąć zbędne narośla niż je pielęgnować. Zawsze lepsza jest teoria oszczędniejsza: np. heliocentryczna w porównaniu do geocentrycznej.

Z czarnymi dziurami jest nieco inaczej. Stosowne rozwiązanie równań Einsteina uzyskał Karl Schwarzschild w roku 1915. Była to jedna z pierwszych prac badających konsekwencje nowej teorii grawitacji. Zastosowanie dość oczywiste z punktu widzenia astrofizyka: gwiazdy są sferyczne, ciekawe więc, co nowa teoria ma do powiedzenia na temat sytuacji, gdy panuje symetria sferyczna. Schwarzschild przesłał swoją pracę z frontu rosyjskiego, kilka miesięcy później nabawił się rzadkiej choroby zakaźnej, pęcherzycy, i umarł. Jego syn, Martin, mający wówczas równo cztery lata, został z czasem wybitnym specjalistą od ewolucji gwiazd. Piękny przykład, jak ojciec, nawet zmarły, może wpłynąć na los dziecka.

Rozwiązanie Schwarzschilda zachowywało się dziwnie w dwóch punktach: r=0 oraz r=rs, gdzie r oznacza odległość od środka; wielkość rs jest dziś nazywana promieniem Schwarzchilda, gdyby całą rozważaną masę M skupić w kuli o promieniu rs , to prędkość ucieczki z jej powierzchni byłaby równa prędkości światła, inaczej mówiąc światło nie mogłoby uciec z tak silnego pola grawitacyjnego. Zastanawiano się już w XVIII wieku nad możliwością istnienia takich ciemnych gwiazd. Promień Schwarzschilda dla Słońca równy jest tylko 3 km – a więc należałoby upchnąć całą jego masę w tak małej kuli, co wydawało się niemożliwe. Sądzono więc, że mamy do czynienia z tzw. zagadnieniem akademickim, czyli nieinteresującym nikogo.

Albert Einstein nie lubił osobliwości w równaniach i w 1939 roku opublikował pracę, w której dowodził, że promień Schwarzschilda nie może zostać osiągnięty przez zapadanie się masy pod wpływem własnej grawitacji. W podsumowaniu pisał: „Osobliwość Schwarzschilda nie może się pojawić, ponieważ materii nie można dowolnie zgęścić. A nie można, ponieważ cząstki wchodzące w jej skład musiałyby osiągnąć prędkość światła”.

Einstein nie miał racji, wykazali to w tym samym roku Robert J. Oppenheimer i jego student Hartland Snyder. Punktem wyjścia Oppenheimera była astrofizyka. Gwiazdy nie zapadają się do wewnątrz, ponieważ wytwarzają energię i ciśnienie gazu (które jest energią ruchu cząstek) przeciwdziała grawitacyjnemu zapadaniu. Jednak gdy paliwo jądrowe się wyczerpie, grawitacja wygrywa i gwiazda staje się znacznie mniejsza niż na początku. Gwiazda może zostać tzw. białym karłem, znano przykłady takich supergęstych gwiazd. Jednak Subrahmanyan Chandrasekhar udowodnił, że białe karły nie mogą być stabilne przy masie powyżej 1,4 masy Słońca. Oznacza to, że Słońce może zostać kiedyś białym karłem. Co jednak z gwiazdami masywniejszymi? Oppenheimer ze współpracownikami wykazali, że inną możliwością jest powstanie tzw. gwiazdy neutronowej: czegoś w rodzaju gigantycznego jądra atomowego zbudowanego z samych neutronów i związanego grawitacją. Jednak i w tym przypadku istniała górna granica masy takiego tworu. Co się stanie, jeśli masa gwiazdy jest tak duża, że ani biały karzeł, ani gwiazda neutronowa nie będą możliwe? Tym właśnie zajęli się Oppenheimer i Snyder. Dowodzili, że kolaps – zapadanie się grawitacyjne – jest nieuniknione przy odpowiednio dużej masie obiektu. Opisali też, co się dzieje, gdy obserwujemy taki grawitacyjny kolaps. Z punktu widzenia obserwatora oddalonego od gwiazdy szybkość tego kolapsu staje się coraz mniejsza, a światło do niego dochodzące jest coraz mocniej przesunięte w stronę czerwieni.

Schwarzschilddiagram

(Rysunek 32.1 C.W. Misner, K.S. Thorne, J.A. Wheeler, Gravitation, t. 3)

Na wykresie czas jest na osi pionowej, odległość od centrum na osi poziomej. Wielkość r/M=2 odpowiada promieniowi Schwarzschilda, obszar zakreskowany to wnętrze gwiazdy. Gruba czarna linia odpowiada ruchowi powierzchni gwiazdy, dąży ona asymptotycznie do prostej r/M=2, co oznacza, że ruch staje się coraz wolniejszy i powierzchnia nigdy nie zapadnie się pod promień Schwarzschilda. I rzeczywiście tak jest, ale tylko z punktu widzenia odległego obserwatora. Gdybyśmy poruszali się razem z tą powierzchnią gwiazdy, nasz zegar wskazywałby czas zaznaczony na rysunku jako τ. Dla nas spadanie trwałoby pewien skończony czas i po przekroczeniu promienia Schwarzschilda spadalibyśmy dalej, osiągając w skończonym czasie punkt centralny r=0. Wnioski te (choć nie rysunek) znalazły się w pracy Oppenheimera i Snydera. Pisali oni: „Kiedy wszystkie źródła energii termojądrowej zostaną wyczerpane, gwiazda o dostatecznie dużej masie skolapsuje (zapadnie się) (…) Całkowity czas kolapsu dla obserwatora poruszającego się razem z materią gwiazdy jest skończony i dla wyidealizowanego przypadku oraz typowej masy gwiazdy jest rzędu jednej doby. Obserwator zewnętrzny widzi gwiazdę asymptotycznie kurczącą się do promienia grawitacyjnego [tzn. promienia Schwarzschilda]”.

Musiało minąć trzydzieści lat, zanim zrozumiano, że praca Oppenheimera i Snydera jest prawidłowa. Wiemy dziś, że po przekroczeniu promienia Schwarzschilda nie mamy już żadnej możliwości: musimy spaść na punkt r=0. Widać to na wykresie dzięki stożkom świetlnym. Każdy obserwator musi poruszać się wolniej niż prędkość światła, a to oznacza geometrycznie, że jego przyszłość leży wewnątrz stożka. Poniżej promienia Schwarzschilda stożki przyszłości zwrócone są ku r=0: jeśli nawet nic nie będziemy robić spadniemy do środka. Zresztą jeśli będziemy coś robić, też spadniemy: osobliwość w r=0 jest naszą przyszłością. I nawet nikomu nie będziemy się mogli poskarżyć, ponieważ promienie świetlne leżą na powierzchni stożka przyszłości, a więc i one spadną na r=0.

Ani Einstein, ani znacznie młodszy Oppenheimer nie dożyli momentu, gdy zrozumiano, czym są czarne dziury. Gdyby Oppenheimer żył dłużej, dostałby niewątpliwie Nagrodę Nobla za swoje prace związane z astrofizyką, pamiętamy go dziś raczej z powodu projektu Manhattan – prac nad budową bomb atomowych. Nie wiadomo, czy Einstein i Oppenheimer kiedykolwiek rozmawiali o tych swoich wzajemnie sprzecznych pracach z roku 1939. Po II wojnie światowej Oppenheimer był dyrektorem Instytutu Badań Zaawansowanych w Princeton, a więc formalnie „szefem” Einsteina i choćby dlatego spotykali się wiele razy. Nie sądzę jednak, aby Einstein gotów był się zgodzić z Oppenheimerem w kwestii kolapsu. Pewnie więc do niczego by taka dyskusja nie doprowadziła.

004

Fotografia Alfreda Eisenstaedta dla czasopisma „Life”, rok 1947. Poniżej inne zdjęcie tego samego autora.

005

Feynman w Cornell i latający talerz (1945-1946)

Nauki przyrodnicze dostarczają jedynej w swoim rodzaju przyjemności, związanej ze zrozumieniem mechanizmów świata. Pomagają nam go odczarować, jak twierdził Max Weber. Oto znane fakty układają się w nowej konfiguracji, czujemy, że dotknęliśmy absolutu, ukazały nam się na chwilę surowe i pozaludzkie kontury rzeczywistości. Zwłaszcza fizyka teoretyczna dostarcza epifanii tego rodzaju. Okazuje się, że można stworzyć matematyczny model prawdziwego świata i model ten działa. Filozofowie mogą się spierać, czy nauka dostarcza nam rzeczywistej wiedzy, jednak równania fizyki prowadzą do jak najbardziej sprawdzalnych wniosków. Przykładem może być Projekt Manhattan, w którym powstała bomba atomowa. Duże zespoły uczonych i inżynierów zbudowały coś, co najpierw zaistniało jedynie jako model matematyczny. I to coś wybuchło na poligonie w Alamogordo, a potem jeszcze w kilku innych miejscach ze znanym skutkiem.

Jesienią 1945 roku uczeni z Projektu Manhattan wracali do życia cywilnego. Richard Feynman jeszcze w Los Alamos został skaperowany na uniwersytet Cornella przez Hansa Bethego. Bethe, jeden z uczonych młodszego pokolenia zmuszonych do emigracji z Niemiec, był teoretykiem uniwersalnym, znającym różne dziedziny fizyki i do tego legendarnie sprawnym w obliczeniach wszelkiego rodzaju: od skomplikowanej matematyki aż do oszacowań liczbowych w pamięci. Feynmanowi, który też był mistrzem metod obliczeniowych, Bethe niewątpliwie imponował. Oczywiście, nie tylko Bethe dostrzegł wyjątkowy talent Feynmana, Los Alamos było wtedy światowym centrum fizyki i przewinęli się przez ten ośrodek najwybitniejsi fizycy wolnego świata. Także Robert Oppenheimer usiłował zwerbować Feynmana. Skutek praktyczny był taki, że zanim jeszcze młody uczony podjął pracę, Cornell kilkukrotnie podnosiło mu przyszłą pensję, aby dorównać konkurencji. Sam Feynman niezbyt na ten ruch zwracał uwagę, bo wybrał Bethego i Cornell (uniwersytet ten stał się zresztą dzięki Bethemu znakomitym ośrodkiem fizyki teoretycznej, Amerykanie wielce tu skorzystali na irracjonalnej polityce nazistów). Dwudziestoośmioletni Feynman czuł się wtedy wypalony i bezużyteczny, wygórowane oczekiwania działały na niego deprymująco, aż w końcu jeden ze starszych kolegów przekonał go, że jeśli prowadzi zajęcia ze studentami, to uniwersytet nie powinien narzekać. Feynman od początku traktował nauczanie bardzo poważnie, sądził w młodzieńczej naiwności, że powinien uczyć rzeczy, które trudno znaleźć w książkach. Taki charakter miał jego wykład z metod matematycznych fizyki. Była to kolekcja sztuczek przydatnych fizykom, zachowały się zresztą notatki jednego ze słuchaczy. Po hektycznej pracy w Los Alamos, gdzie wszystko należało robić natychmiast i jak najszybciej, przejście do pokojowego życia akademickiego nie było łatwe. W dodatku Feynman wciąż myślał o Arline, choć nie widać było po nim depresji. Bethe zauważył, że Feynman w depresji jest tylko trochę bardziej ożywiony niż inni w swoim najlepszym nastroju. We wspomnieniach Feynmana przełomowym momentem, kiedy jego samopoczucie zaczęło się zmieniać, była pewna sytuacja w stołówce uniwersyteckiej. Ktoś wygłupiał się, rzucając do góry obracający się talerz z herbem uczelni. Feynman przyglądał się tej scenie: talerz w locie kołysał się i obracał jednocześnie. Zaintrygowało go, że stosunek częstości kołysania i obrotu wynosi 2:1. Zaczął się nad tym zastanawiać, aż znalazł rozwiązanie. Ponieważ prosty wynik powinien być odzwierciedleniem jakiejś prawidłowości, postarał się go uzyskać w inny sposób, aż w końcu uznał, że zgłębił to niepotrzebne nikomu zagadnienie. Opowiedział o tym Bethemu, który nie był zachwycony – zwerbował młodego geniusza, a ten traci czas na bezużyteczne ćwiczenia. Nie ma jednak zupełnie bezużytecznych ćwiczeń w nauce. Zagadnienie wirującego talerza przywróciło Feynmanowi radość z rozwiązywania zagadek. Obiecał sobie zajmować się odtąd fizyką wyłącznie dla zabawy. Jak to się skończyło, wszyscy wiemy. Jeśli wykłady Feynmana do dziś mają taką siłę przekonywania, to m.in. dlatego, że czujemy, iż autor dobrze się bawi, opowiadając o fizyce, czujemy, jak cieszy go myślenie, proponowanie nowych sposobów podejścia, szukanie powiązań między różnymi zagadnieniami.

Pokażemy niżej, jak można opisać ruch obrotowy talerza w powietrzu. Zagadnienie jest w istocie proste i można znaleźć jego rozwiązanie w wielu podręcznikach. Nieoceniony okazuje się tu kurs Lwa Landaua i Ewgenija Lifszyca, w którym nigdy nie ma zbędnych słów ani wzorów, a fizyka jest niebywale elegancka i zdyscyplinowana. Feynman niewątpliwie rozwiązał to zagadnienie po swojemu bez zaglądania gdziekolwiek. My korzystamy z jednego akapitu Mechaniki Landaua i Lifszyca.

Pomijamy opór powietrza. Ruch talerza jest sumą ruchu postępowego jego środka masy oraz ruchu obrotowego względem środka masy. Środek masy lecącego swobodnie talerza zakreśli parabolę. Jeśli talerzowi nadamy ruch obrotowy, to jego moment pędu w trakcie lotu nie bedzie się zmieniać. Co to oznacza? Każda bryła, np. jajo albo kartofel, ma trzy wzajemnie prostopadłe osie obrotu (osie główne), dla których moment pędu i prędkość kątowa są proporcjonalne (na rysunkach zaznaczono dwie osie):

M_i=I_i\omega_i,\,i=1,2,3.

Współczynniki proporcjonalności nazywają się momentami bezwładności i zależą od kształtu ciała oraz położenia osi. Np. na rysunku widać, że łatwiej będzie nadać bryle ruch obrotowy wokół osi x_1 niż x_2, bo masy, z których ciało się składa, w pierwszym przypadku położone są bliżej osi obrotu niż w drugim. To samo ciało ma różną bezwładność w różnych kierunkach. Jeśli ciało obraca się ruchem bardziej skomplikowanym, to składowe prędkości kątowej oraz momentu pędu należy do siebie dodać, np. w przypadku dwóch składowych:

\vec{\omega}=\vec{\omega}_1+\vec{\omega}_2,

\vec{M}=I_1\vec{\omega}_1+I_2\vec{\omega}_2,

widzimy, że na ogół kierunki wektorów wypadkowych będą różne, ponieważ prędkości kątowe mnożymy przez różne (zazwyczaj) momenty bezwładności.

Przechodzimy do przypadku wirującego talerza. Technicznie określa się taki przypadek mianem bąka symetrycznego (bo dwa momenty bezwładności I_1=I_2 są równe, a trzeci I_3 jest inny. Moment pędu jest stały, możemy więc zrobić następujący rysunek.

Wektor \vec{\Omega} jest prędkością katową, oś x_3 jest osią symetrii naszego bąka-talerza, x_1 jest do niej prostopadła, x_2 jest prostopadła do rysunku i celuje w widza. Ponieważ M_2=0=I_2\omega_2, więc \omega_2=0. Nasza bryła nie obraca się wokół x_2, kąt \vartheta=\mbox{const} . Prędkości chwilowe punktów osi bryły, leżących na x_3 są prostopadłe do rysunku. Inaczej mówiąc, całość rysunku obraca się wokół stałego wektora \vec{M}. Prędkość kątową naszej bryły rozkładamy na dwie składowe: wzdłuż \vec{M} oraz wzdłuż x_3. Tylko ta pierwsza zmienia położenie osi x_3 ciała (druga dotyczy ruchu bryły wokół osi, nie wpływa więc na jej położenie) i ona jest poszukiwaną przez nas prędkością kątową \vec{\Omega}_{pr} precesji ciała wokół stałego wektora \vec{M}.

\vec{\Omega}=\vec{\Omega}_{pr}+\vec{\Omega}_3.

Rzutując \vec{\Omega}_{pr} na kierunek x_1, otrzymujemy

{\Omega}_{pr}\sin\vartheta=\dfrac{M_1}{I_1}=\dfrac{M\sin\theta}{I_1} \Rightarrow {\Omega}_{pr}=\dfrac{M}{I_1}.

Rzutując \vec{M} na oś x_3, otrzymujemy

M\cos\vartheta=I_3\omega_3 \Rightarrow \omega_3=\dfrac{M\cos\vartheta}{I_3}.

Łącząc oba ostatnie równania, dostajemy

{\Omega}_{pr}=\omega_3 \dfrac{I_3}{I_1 \cos\vartheta}\approx 2\omega_3.

Ostatnia równość zachodzi dla przypadku \vartheta\approx 0, czyli dla precesji pod niewielkim kątem, oraz I_3=2I_1, co jest słuszne dla wirującego dysku. Szczegóły niżej.

Otrzymaliśmy więc proporcję 2:1, która się pojawia wskutek szczególnego stosunku momentów bezwładności. W przypadku ciała spłaszczonego jak talerz rysunek powinien wyglądać nieco inaczej, ale wynik się nie zmienia.

Nie jest to żadne wiekopomne osiągnięcie, podręczniki przed Feynmanem znały i przedstawiały taką sytuację. Pokolenie Feynmana słabiej już znało detale klasycznej mechaniki, on sam był bardzo szczególnym studentem, który zarazem wiedział bardzo dużo i miał ogromne luki. Np. uczniowie Lwa Landaua musieli zdawać egzaminy po kolei ze wszystkich tomów fizyki teoretycznej, nazywało się to u nich „teoreticzeskij minimum” i trwało zazwyczaj kilka lat. Tak czy owak problem był łatwy i jego znaczenie raczej psychologiczne: dzięki niemu uczony przełamał blokadę psychiczną i z powrotem zajął się pracą, tj. tworzeniem na nowo, po swojemu, mechaniki i elektrodynamiki kwantowej.

Została nam jeszcze kwestia momentów bezwładności dysku wokół różnych osi. Przyjrzyjmy się pierścieniowi.

Jego moment bezwładności względem osi x_3 prostopadłej do rysunku jest równy I_3=mR^2, gdzie m, R to odpowiednio masa i promień pierścienia. Momenty bezwładności względem x_1 oraz x_2 muszą być jednakowe i ich suma równa jest I_3, stąd i z faktu, że dysk składa się z pierścieni, wynika równość Feynmana.

Oppenheimer o Einsteinie (1965 r.)

Robert Oppenheimer dziś znany jest głównie z kierowania Projektem Manhattan, czyli programem budowy pierwszych bomb atomowych. Wcześniej jednak, w latach trzydziestych, stworzył pierwszą amerykańską szkołę fizyki teoretycznej. Był charyzmatycznym wykładowcą, który zarażał entuzjazmem, nawet jeśli studenci nie byli pewni, czy się czegoś nauczyli – wykłady bardziej przypominały misteria niż systematyczne wprowadzanie materiału krok po kroku. Zgromadził wokół siebie grono studentów i doktorantów jeżdżących za nim między Caltechem a Berkeley. Znał świetnie i z pierwszej ręki osiągnięcia kwantowe: między 1925 a 1929 rokiem, a więc wtedy gdy powstawała mechanika kwantowa, pracował i dyskutował z Ralphem Fowlerem i Paulem Dirakiem w Cambridge, spędził jakiś czas w Lejdzie u Paula Ehrenfesta, potem w Getyndze zrobił doktorat u Maksa Borna, współpracował także z Wolfgangiem Paulim, poznał też wszystkich innych wielkich fizyków tego okresu. Gdy wracał do Stanów Zjednoczonych, miał już spory i interesujący dorobek. W latach trzydziestych raczej kierował pracą swoich młodych kolegów. Sam rzadko wykonywał jakieś obliczenia i w dodatku często się przy tym mylił. Miał wszakże nosa do wyszukiwania ważnych problemów, a intuicja pozwalała mu podążać w dobrym kierunku. Jego wadą było nietrzymanie się ziemi i brak zainteresowania systematycznymi rachunkami, lecz jako duchowy przewodnik grona młodych sprawdzał się znakomicie. Szerokie zainteresowania humanistyczne wzbudzały często w kolegach mieszane uczucia, lecz magnetyczna osobowość i neurotyczna wrażliwość przyciągała do niego kobiety. Historia jego związków erotycznych jest długa, powikłana i niezbyt nadaje się na przykład dla młodzieży.

Po wojnie i zakończeniu Projektu Manhattan Oppenheimer stał się sławny wśród szerokiej publiczności, uważano go za głównego autora bomby atomowej. Oczywiście, bomba była dziełem zbiorowym, ale też należy przyznać, że niestabilny emocjonalnie i przed wojną komunizujący fizyk przekształcił się w energicznego patriotę i inteligentnego przywódcę grona ludzi o wybujałych osobowościach, którzy niełatwo poddawali się czyimkolwiek poleceniom. W 1947 r. Oppenheimer został dyrektorem Institute for Advanced Study w Princeton i pełnił tę funkcję niemal dwadzieścia lat, najdłużej w dziejach Instytutu. Po raz pierwszy znalazł się tam jeszcze w 1935 r., donosił wtedy bratu w liście:

Princeton to dom wariatów: jego solipsystyczni luminarze błyszczą, każdy odobno, w nieuleczalnej pustce. Einstein jest zupełnie stuknięty.

Albert Einstein był pierwszą i największą gwiazdą IAS, placówki szczególnej, zatrudniających wyłącznie uczonych bardzo wybitnych, niemających żadnych obowiązków dydaktycznych i mogących za znaczne pieniądze w pełni poświęcić się pracy naukowej. Z początku oprócz Einsteina pracowali tam głównie matematycy. Do dziś zresztą fizyka teoretyczna i matematyka jest tam znakomita. Pracują tam Edward Witten, fizyk matematyczny o najwyższym indeksie Hirscha na świecie (158), Nima Arkani-Hamed czy Juan Maldacena, autor zasady holograficznej (najliczniej cytowana praca z fizyki, ponad 10 000 cytowań w niecałe dwadzieścia lat). Do tego mnóstwo medalistów Fieldsa, z których większość jakoś związana była z IAS w pewnym momencie.

Skąd więc negatywna opinia Oppenheimera? Z jego punktu widzenia – fizyka, dla którego w 1925 r. zaczął się najbardziej ekscytujący okres: stworzenie mechaniki kwantowej, ktoś taki jak Einstein, kto ignorując te najnowsze osiągnięcia, prowadził badania na swój własny sposób, mógł się wydawać dziwakiem. Prace Einsteina z tego okresu nie były zresztą całkowicie chybione, przyczyniły się bowiem do wyjaśnienia pewnych kwestii w ogólnej teorii względności. Sama jednak ta teoria była wówczas niezmiernie daleko od obserwacji i eksperymentów, przetestowano ją jedynie w przypadku dość słabych pól grawitacyjnych, a więc nie były to testy zbyt wymagające. Zastosowania kosmologiczne mogły wydawać się zbyt daleko idącą generalizacją: za pomocą mocno spekulatywnej teorii staramy się opisać wszechświat jako całość.

Chyba dopiero po wojnie Einstein zetknął się bliżej z Oppenheimerem, który starał się zdyskontować sławę starszego uczonego. Oto np. zdjęcie z tygodnika „Life”, gdzie ukazał się ilustrowany reportaż z IAS.

Podpis pod tym zdjęciem głosił: „Einstein opowiada Oppenheimerowi o swych najnowszych próbach objaśnienia materii w kategoriach przestrzeni”. Najprawdopodobniej obaj nie rozmawiali na tematy naukowe, dzieliło ich zbyt wiele. Zresztą Oppenheimer w zasadzie przestał już publikować i poświęcił się działalności administracyjnej oraz politycznej. Co ciekawe, choć Oppenheimer nie był jastrzębiem, jak np. Edward Teller, nie bardzo potrafili z Einsteinem uzgodnić poglądy na to, co należy robić w świecie, w którym wraz z bronią atomową pojawiło się niebezpieczeństwo zniszczenia cywilizacji. Anarchiczny Einstein nie potrafił zrozumieć słabości Oppenheimera do kuluarów waszyngtońskich i jego pragnienia odegrania roli w kształtowaniu polityki bezpieczeństwa. Z kolei Oppenheimer miał mu za złe publiczne wystąpienia, wzbudzające wielką wrzawę medialną. Einstein mógł sobie jednak pozwolić, by robić to, co uważał za słuszne, a nie to, co komuś się spodoba bądź nie spodoba.

W 1965 r. Oppenheimer wziął udział w dość dziwacznym międzynarodowym kolokwium w Paryżu poświęconym dziesięcioleciu śmierci Einsteina i Teilharda de Chardin, dziś już zapomnianego jezuity, filozofującego na temat ewolucji w duchu chrześcijańskim pod bożą opieką. Obu myślicieli nie łączyło nic prócz daty śmierci. Robert Oppenheimer postanowił przy tej okazji zdemitologizować postać Einsteina. Jego wystąpienie stało się znane, ukazało się bowiem w „The New York Review of Books” i odnotowała je prasa na całym świecie. Albert Einstein jawi się w nim jako uczony wyrastający z pewnej tradycji: teorii pola w fizyce i determinizmu w filozofii. I to właśnie owa tradycja stała się źródłem jego naukowej klęski w późniejszych latach.

Spędził te lata najpierw na próbach wykazania, że teoria kwantowa jest niekonsekwentna. Nikt nie potrafiłby obmyślić bardziej pomysłowych, nieoczekiwanych i sprytnych przykładów; okazało się jednak, że nie ma żadnych niekonsekwencji, a rozwiązania często można było znaleźć we wcześniejszych pracach samego Einsteina.

Historię piszą zwycięzcy, mechanika kwantowa okazała się niezwykle skuteczna, więc nie zwracano uwagi na trudności pojęciowe, jakie zawiera. Nurt głębokich wątpliwości odżył w ostatnich latach, nie wszystkie zastrzeżenia Einsteina były chybione. Oppenheimer patrzył jak szeregowy fizyk zaangażowany w bieżące osiągnięcia, Einsteina interesowały kwestie strategiczne: tworzenie teorii i szukanie pojęciowej jedności w naszej wiedzy o świecie.

Chociaż Einstein budził u wszystkich ciepłe uczucia, a nawet miłość za swą determinację w wypełnianiu własnego programu, stracił w dużym stopniu kontakt z profesją fizyka, ponieważ niektóre rzeczy przyszły w jego życiu zbyt późno, by mógł się nimi przejąć.

Znów: jest to część prawdy, lecz wypowiedziana w sposób cokolwiek arogancki jak na kogoś, kto od piętnastu lat sam nic nie opublikował. Einstein pracował do końca życia naukowo, nie zamienił się w działacza społecznego czy politycznego. Czy jego prace były świadectwem utraty kontaktu z profesją fizyka? Z pewnością nie były to prace nadzwyczajne czy przełomowe. Einstein przez jakieś dwadzieścia lat publikował prace wielkie. To bardzo długo, niektórzy wybitni uczeni są twórcami kilku ważnych prac. Żaden z twórców mechaniki kwantowej: ani Heisenberg, ani Schrödinger, ani nawet Dirac nie wpływali tak długo na rozwój fizyki. Zazwyczaj dziesięć twórczych lat to skala uczonego genialnego. Późne prace Einsteina nie miały wpływu na naukę, ale tak jest z ogromną większością prac – niech nas nie zwiodą ogromne liczby publikacji w dzisiejszym świecie, naprawdę ważnych prac ukazuje się niezbyt wiele, nawet w najlepszych czasopismach. Najlepszą pracą Oppenheimera okazała się paradoksalnie jego analiza (ze Snyderem) kolapsu grawitacyjnego gwiazdy z punktu widzenia ogólnej teorii względności. Sam chyba nie wierzył w jej prawdziwość. Można by więc orzec, że Oppenheimer stracił kontakt z profesją fizyka już po 1939 roku, a ostatnie ćwierć wieku był jedynie organizatorem i mówcą na konferencjach niewiążących się ściśle z fizyką.

Chyba tylko kompleksami uzasadnić można inne stwierdzenie Oppenheimera, że wczesne prace Einsteina były „olśniewająco piękne, ale z licznymi błędami”.

Po tym, co usłyszeliście, nie muszę dodawać jak błyskotliwa była jego inteligencja. Był niemal całkiem pozbawiony wyrafinowania i wyzbyty światowości. Myślę, że w Anglii określono by to jako brak wychowania, a w Ameryce jako brak edukacji.

Oppenheimer pochodził z rodziny bogatych Żydów nowojorskich, Einstein z żydowskiej drobnej burżuazji niemieckiej. Oczywiście, Einstein nie był jakimś prostaczkiem obdarzonym geniuszem naukowym. Jednak studiowanie Bhadgavadgity czy poezji T.S. Eliota niekoniecznie oznacza intelektualną rafinadę. Zdaniem Oppenheimera Einstein był dwudziestowiecznym Eklezjastesem, który z nieustępliwą i nieposkromioną radością powtarza: „Marność nad marnościami i wszystko marność”. Niewykluczone, że Oppenheimer nie potrafił uwolnić się od myśli o przemijalności własnych osiągnięć. Dowiedział się w tym czasie, że jest chory na raka krtani. Z pewnością jednak nie potrafił się zdobyć na spokojny obiektywizm, który był jedną z piękniejszych cech osobowości Einsteina.

Czarne dziury – największy błąd Einsteina?

Nauka postępuje, robiąc błędy. Szczerze mówiąc, niewiele jest prac pionierów, które byłyby z dzisiejszego punktu widzenia prawidłowe. M.in. dlatego tak trudno być odkrywcą: trzeba dostrzec zarysy ładu w ogólnym chaosie i mętliku, zanim kurz opadnie i zanim sytuacja się wyklaruje (wtedy już wszyscy są mądrzy). Nic dziwnego, że w takich okolicznościach często widzi się nie to, co trzeba, albo odnajduje zarysy innego gmachu, niż ten, który ostatecznie zostanie zbudowany. Pionierzy są zwykle ludźmi twardymi, którzy mają jasną wizję świata, i jeśli ten prawdziwy nie przystaje do ich wizji, tym gorzej dla rzeczywistego świata.

Mówi się nieraz o błędach, popełnianych przez wielkich uczonych. Są one rzekomo przydatne, otwierają bowiem drogę do postępu. Nie wiem, czy to prawda. Znam z bliska wiele różnych sytuacji z historii nauki i moje wrażenie jest raczej takie, że pionierzy gotowi są iść za swoją wizją bez względu na koszty. I przeważnie mają w nosie, co inni sądzą na ten temat. Gdyby pozwalali się terroryzować przyjętym poglądom, do niczego by nie doszli. W skrytości ducha uważają opinię powszechną za głos durniów, choć zwykle są na tyle dobrze wychowani, by nie mówić tego głośno. Gotowi są iść za swoją wizją (najpierw trzeba ją oczywiście mieć: na tym etapie odpadają zwykli wyrobnicy), ryzykując wielką przegraną. W nauce (i to jest w niej piękne) powiedzenia Audaces fortuna iuvat nie trzeba tłumaczyć jako „szczęście sprzyja łajdakom”.

Mówi się czasem, że Albert Einstein za największy błąd swego naukowego życia uznał wprowadzenie stałej kosmologicznej. Rzecz jest o tyle zabawna, że obecnie, po latach, stała kosmologiczna pojawiła się znowu – teraz mówi się na nią ciemna energia. Szczerze mówiąc, stała kosmologiczna nie mogła być ani błędem, ani zasługą Einsteina. Wyraz taki można wprowadzić do równań jego teorii grawitacji (tzw. ogólnej teorii względności), ale na gruncie fizyki klasycznej nie ma poważnych powodów, aby to zrobić. Zatem brzytwa Ockhama nakazuje raczej odciąć zbędne narośla niż je pielęgnować. Zawsze lepsza jest teoria oszczędniejsza: np. heliocentryczna w porównaniu do geocentrycznej.

Z czarnymi dziurami jest nieco inaczej. Stosowne rozwiązanie równań Einsteina uzyskał Karl Schwarzschild w roku 1915. Była to jedna z pierwszych prac badających konsekwencje nowej teorii grawitacji. Zastosowanie dość oczywiste z punktu widzenia astrofizyka: gwiazdy są sferyczne, ciekawe więc, co nowa teoria ma do powiedzenia na temat sytuacji, gdy panuje symetria sferyczna. Schwarzschild przesłał swoją pracę z frontu rosyjskiego, kilka miesięcy później nabawił się rzadkiej choroby zakaźnej, pęcherzycy, i umarł. Jego syn, Martin, mający wówczas równo cztery lata, został z czasem wybitnym specjalistą od ewolucji gwiazd. Piękny przykład, jak ojciec, nawet zmarły, może wpłynąć na los dziecka.

Rozwiązanie Schwarzschilda zachowywało się dziwnie w dwóch punktach: r=0 oraz r=rs, gdzie r oznacza odległość od środka; wielkość rs jest dziś nazywana promieniem Schwarzchilda, gdyby całą rozważaną masę M skupić w kuli o promieniu rs , to prędkość ucieczki z jej powierzchni byłaby równa prędkości światła, inaczej mówiąc światło nie mogłoby uciec z tak silnego pola grawitacyjnego. Zastanawiano się już w XVIII wieku nad możliwością istnienia takich ciemnych gwiazd. Promień Schwarzschilda dla Słońca równy jest tylko 3 km – a więc należałoby upchnąć całą jego masę w tak małej kuli, co wydawało się niemożliwe. Sądzono więc, że mamy do czynienia z tzw. zagadnieniem akademickim, czyli nieinteresującym nikogo.

Albert Einstein nie lubił osobliwości w równaniach i w 1939 roku opublikował pracę, w której dowodził, że promień Schwarzschilda nie może zostać osiągnięty przez zapadanie się masy pod wpływem własnej grawitacji. W podsumowaniu pisał: „Osobliwość Schwarzschilda nie może się pojawić, ponieważ materii nie można dowolnie zgęścić. A nie można, ponieważ cząstki wchodzące w jej skład musiałyby osiągnąć prędkość światła”.

Einstein nie miał racji, wykazali to w tym samym roku Robert J. Oppenheimer i jego student Hartland Snyder. Punktem wyjścia Oppenheimera była astrofizyka. Gwiazdy nie zapadają się do wewnątrz, ponieważ wytwarzają energię i ciśnienie gazu (które jest energią ruchu cząstek) przeciwdziała grawitacyjnemu zapadaniu. Jednak gdy paliwo jądrowe się wyczerpie, grawitacja wygrywa i gwiazda staje się znacznie mniejsza niż na początku. Gwiazda może zostać tzw. białym karłem, znano przykłady takich supergęstych gwiazd. Jednak Subrahmanyan Chandrasekhar udowodnił, że białe karły nie mogą być stabilne przy masie powyżej 1,4 masy Słońca. Oznacza to, że Słońce może zostać kiedyś białym karłem. Co jednak z gwiazdami masywniejszymi? Oppenheimer ze współpracownikami wykazali, że inną możliwością jest powstanie tzw. gwiazdy neutronowej: czegoś w rodzaju gigantycznego jądra atomowego zbudowanego z samych neutronów i związanego grawitacją. Jednak i w tym przypadku istniała górna granica masy takiego tworu. Co się stanie, jeśli masa gwiazdy jest tak duża, że ani biały karzeł, ani gwiazda neutronowa nie będą możliwe? Tym właśnie zajęli się Oppenheimer i Snyder. Dowodzili, że kolaps – zapadanie się grawitacyjne – jest nieuniknione przy odpowiednio dużej masie obiektu. Opisali też, co się dzieje, gdy obserwujemy taki grawitacyjny kolaps. Z punktu widzenia obserwatora oddalonego od gwiazdy szybkość tego kolapsu staje się coraz mniejsza, a światło do niego dochodzące jest coraz mocniej przesunięte w stronę czerwieni.

Schwarzschilddiagram

(Rysunek 32.1 C.W. Misner, K.S. Thorne, J.A. Wheeler, Gravitation, t. 3)

Na wykresie czas jest na osi pionowej, odległość od centrum na osi poziomej. Wielkość r/M=2 odpowiada promieniowi Schwarzschilda, obszar zakreskowany to wnętrze gwiazdy. Gruba czarna linia odpowiada ruchowi powierzchni gwiazdy, dąży ona asymptotycznie do prostej r/M=2, co oznacza, że ruch staje się coraz wolniejszy i powierzchnia nigdy nie zapadnie się pod promień Schwarzschilda. I rzeczywiście tak jest, ale tylko z punktu widzenia odległego obserwatora. Gdybyśmy poruszali się razem z tą powierzchnią gwiazdy, nasz zegar wskazywałby czas zaznaczony na rysunku jako τ. Dla nas spadanie trwałoby pewien skończony czas i po przekroczeniu promienia Schwarzschilda spadalibyśmy dalej, osiągając w skończonym czasie punkt centralny r=0. Wnioski te (choć nie rysunek) znalazły się w pracy Oppenheimera i Snydera. Pisali oni: „Kiedy wszystkie źródła energii termojądrowej zostaną wyczerpane, gwiazda o dostatecznie dużej masie skolapsuje (zapadnie się) (…) Całkowity czas kolapsu dla obserwatora poruszającego się razem z materią gwiazdy jest skończony i dla wyidealizowanego przypadku oraz typowej masy gwiazdy jest rzędu jednej doby. Obserwator zewnętrzny widzi gwiazdę asymptotycznie kurczącą się do promienia grawitacyjnego [tzn. promienia Schwarzschilda]”.

Musiało minąć trzydzieści lat, zanim zrozumiano, że praca Oppenheimera i Snydera jest prawidłowa. Wiemy dziś, że po przekroczeniu promienia Schwarzschilda nie mamy już żadnej możliwości: musimy spaść na punkt r=0. Widać to na wykresie dzięki stożkom świetlnym. Każdy obserwator musi poruszać się wolniej niż prędkość światła, a to oznacza geometrycznie, że jego przyszłość leży wewnątrz stożka. Poniżej promienia Schwarzschilda stożki przyszłości zwrócone są ku r=0: jeśli nawet nic nie będziemy robić spadniemy do środka. Zresztą jeśli będziemy coś robić, też spadniemy: osobliwość w r=0 jest naszą przyszłością. I nawet nikomu nie będziemy się mogli poskarżyć, ponieważ promienie świetlne leżą na powierzchni stożka przyszłości, a więc i one spadną na r=0.

Ani Einstein, ani znacznie młodszy Oppenheimer nie dożyli momentu, gdy zrozumiano, czym są czarne dziury. Gdyby Oppenheimer żył dłużej, dostałby niewątpliwie Nagrodę Nobla za swoje prace związane z astrofizyką, pamiętamy go dziś raczej z powodu projektu Manhattan – prac nad budową bomb atomowych. Nie wiadomo, czy Einstein i Oppenheimer kiedykolwiek rozmawiali o tych swoich wzajemnie sprzecznych pracach z roku 1939. Po II wojnie światowej Oppenheimer był dyrektorem Instytutu Badań Zaawansowanych w Princeton, a więc formalnie „szefem” Einsteina i choćby dlatego spotykali się wiele razy. Nie sądzę jednak, aby Einstein gotów był się zgodzić z Oppenheimerem w kwestii kolapsu. Pewnie więc do niczego by taka dyskusja nie doprowadziła.

004

Fotografia Alfreda Eisenstaedta dla czasopisma „Life”, rok 1947. Poniżej inne zdjęcie tego samego autora.

005