Текст книги "Предчувствия и свершения. Книга 3. Единство"

Автор книги: Ирина Радунская

сообщить о нарушении

Текущая страница: 18 (всего у книги 24 страниц)

ГЛАВА 6
МИР, В КОТОРОМ МЫ ЖИВЕМ

Отыщи всему начало, и ты многое поймешь.

Козьма Прутков

От неизменности к эволюции

В связи с тем, что поля тяготения и гравитационные волны охватывают все мировое пространство, уравнения Общей теории относительности описывают пространственно-временные свойства всей Вселенной. Решение этих уравнений должно поэтому содержать сведения всей Вселенной. Мы уже несколько раз встречались со словом «Вселенная», не давая пояснения тому, что отражает это понятие. Прежде чем идти дальше, необходимо сделать несколько пояснений. Понятие «Вселенная», как и большинство понятий, отражает объективные свойства окружающего мира. Подобно большинству понятий, оно претерпевает уточнения, обусловленные развитием науки. Следует сразу обратить внимание на уникальность понятия «Вселенная». Оно отражает уникальность стоящей за ним реальности: Вселенная – это весь мир Она включает в себя всё. Все звезды и галактики, всю видимую и невидимую материю, все физические поля. Вселенная существует в единственном экземпляре, ибо она безгранична, она охватывает всё, и не существует ничего что не входило бы в нее. Она была всегда и пребудет вечно. Не существует второй вселенной, с которой можно сравнить то, что заключено в понятии «Вселенная».

Уникальность, единичность Вселенной чрезвычайно затрудняет ее изучение. Одним из основных вопросов, на который необходимо ответить, исследуя Вселенную, это вопрос о том, остается она неизменной или изменяется с течением времени. Мы видели, что Ньютон исходил из представления о неизменности Вселенной. Он считал, что Вселенная остается неизменной, несмотря на то что в ней постоянно происходят разнообразные процессы, наблюдаются различные изменения. Его убеждение основывалось на неизменности законов Природы. Это позволяло думать, что процессы, протекающие в отдельных областях, не затрагивают Вселенную в ее всеобщности. Ньютон передал свою уверенность потомкам, которые скоро забыли о том, что Ньютону это внушало беспокойство.

Теперь мы пришли к рубежу, за которым открылись новые перспективы. Забегая вперед, скажем, что совсем недавно было показано, что, возможно, потребуется радикальное изменение понятия «Вселенная». Возможно, Вселенная, которую можно изучать при помощи сколь угодно совершенных приборов, не охватывает собой весь материальный мир. Вполне возможно, что в ходе эволюции наша Вселенная родилась вместе с другими вселенными из некоторой единой правселенной. Нам предстоит вместе с учеными пройти длинный путь, в конце которого возникла необходимость такого шага. Важно, что и этот шаг не последний, ибо развитие науки не имеет предела.

Возвратимся к Эйнштейну, который, преодолевая огромные математические трудности, продолжал исследовать новые уравнения. Не имея возможности сразу получить результат, Эйнштейн решил упростить задачу и для начала ограничиться каким-либо частным случаем. Выбор основывался на двух соображениях. Первое – математическое: следовало выбрать случай, наиболее упрощающий математические выкладки. Второе – физическое, основанное на многовековом убеждении ученых. На вере в неизменность Вселенной.

Ученые твердо установили, что Солнечная система, звезды и звездные скопления, а также газовые туманности претерпевают медленное эволюционное развитие. Но вопрос о развитии Вселенной как целого оставался открытым. Вернее, среди подавляющего большинства ученых господствовало мнение о том, что во Вселенной происходит вечный кругооборот материи и энергии.

Эйнштейн, руководствуясь этой полученной еще от Ньютона уверенностью в вечности и неизменности Вселенной, искал решения своих уравнений, соответствующие этому предположению.

Он, конечно, знал, что уравнения Ньютона не допускают решений, соответствующих вечной, но ограниченной в пространстве Вселенной. Он понимал, что разреженное вещество, занимающее конечный объем, должно собраться к центру. А в масштабах Вселенной и звезды ведут себя как частицы разреженного газа. Он помнил и о том, что законы Ньютона не допускают вечного существования безграничной Вселенной. Малейшая неоднородность приведет к тому, что гравитационные силы соберут вещество Вселенной в множество гигантских сгущений. Недаром Ньютон не пытался применить свои уравнения для описания свойств Вселенной.

Уравнения Общей теории относительности в том виде как их написал Эйнштейн, были подтверждены опытом значит, они правильны. Но и они не допускали решений, описывающих Вселенную, существующую вечно с присущим ей вечным кругооборотом материи.

Эйнштейн считал это недостатком теории и искал выхода. Он нашел его, поступив так, как в свое время Максвелл.

Уравнения, полученные Максвеллом путем обобщения законов электростатики и магнетизма, не обладали симметрией. Максвелл счел это недостатком. Для того чтобы сделать свои уравнения симметричными, ввел в них дополнительный член. Он не имел для этого иных оснований, кроме стремления к математической симметрии. Никакой опыт не намекал на необходимость и даже на допустимость этого члена. Максвелл назвал новый член «током смещения вакуума». С точки зрения его современников, это было столь же нелепо, как и само произвольное введение этого члена в уравнения. Словосочетание было невежественным: если вакуум, то какой же в нем ток? Если ток, то какой же это вакуум? Но Максвелл стоял на своем: новый член играет для вакуума ту же роль, какую ток смещения зарядов играет для диэлектрика. Он обнаружил, что пополненные новым членом симметричные уравнения дают решение, имевшее смысл электромагнитных волн, распространяющихся в вакууме без какой-либо непосредственной связи с электрическими зарядами и магнитными полями. Никто никогда не наблюдал таких волн. Это мешало ученым признать теорию Максвелла. Одним из немногих поверивших в нее был Генрих Герц, блестящий экспериментатор и глубокий теоретик. Он поставил опыт с целью проверки теории Максвелла и обнаружил существование электромагнитных волн! Он показал, как их возбуждать и как обнаруживать их присутствие.

Так восторжествовала интуиция Максвелла, его уверенность в важной роли симметрии в законах, существующих в Природе.

Эйнштейн тоже счел, что полученные им уравнения не полны, так как не отображают важного свойства Вселенной: неизменности ее глобальных свойств. И ввел в уравнения дополнительный член. Он назвал его космологическим членом, чтобы подчеркнуть его значение в описании строения Вселенной, чтобы преодолеть противоречие между уравнениями и своей уверенностью в вечности Вселенной.

Эйнштейн сконструировал космологический член так, чтобы он описывал действие неведомой силы отталкивания, способной на больших расстояниях скомпенсировать силу тяготения, стремящуюся, как это установил Ньютон, стянуть Вселенную в компактные сгустки. Силу, способную удерживать галактики на их местах, несмотря на действие силы тяготения. При этом космологический член был выбран так, чтобы описываемая им сила отталкивания оказывалась малой в масштабах Солнечной системы и даже в масштабах галактик.

Достигнув своей цели, Эйнштейн счел Общую теорию относительности завершенной: уравнения описывают движения двойных звезд, планет, спутников под действием гравитации в точном соответствии с опытом.

Теперь он поставил перед собой следующую грандиозную задачу: создать единую теорию поля. В Общей теории относительности, в ее уравнениях, материя играет основную роль. Она определяет свойства «пространства – времени», его метрику, форму лучей света. Электромагнитное поле играет в этих уравнениях важную, но второстепенную роль. В Общей теории относительности электромагнитное поле существует в пространстве, не оказывая влияния на свойства этого пространства, свойства, всецело определяемые распределением в нем вещества.

В Специальной теории относительности Эйнштейна не удовлетворяло выделенное положение равномерных прямолинейных движений. Ценой неимоверных усилий он создал Общую теорию относительности, описывающую любые движения. Но теперь его мучило выделенное положение гравитационного поля. Он глубоко уверен в том, что поле тяготения и электромагнитное поле войдут в будущую теорию как равноправные сущности. Он стремился создать такую теорию и отдавал этой задаче все силы, все время.

В это время в Ленинграде жил скромный молодой физик и математик Александр Александрович Фридман. О нем мало что было известно до того момента, когда он опубликовал работу «О кривизне пространства». В ней он утверждал: из Общей теории относительности следует, что Вселенная расширяется, что звездные миры, галактики, межзвездное вещество разбегаются постоянно и неотвратимо. Многие вместе с Эйнштейном пожали плечами – какая-то ересь…

Это было в 1922 году, всех ученых волновала таинственная, но злободневная теория относительности. Не было ничего удивительного в том, что Фридман, который был занят важнейшей научной проблемой – внедрением математики в метеорологию, решил проверить, имеют ли уравнения Общей теории относительности, помимо стационарного, не зависящего от времени решения, найденного Эйнштейном, другие решения – нестационарные, зависящие от времени.

Тогда мало кто из ученых хорошо знал уравнения Общей теории относительности и до конца понимал ее физическую структуру. Но еще меньшее число физиков, буквально единицы владели математическими методами, необходимыми для активной работы с этой теорией. Фридман был одним из них.

Преодолев огромные трудности, он нашел новое – нестационарное, то есть зависящее от времени, – решение уравнений Эйнштейна. Оно утверждало: Вселенная развивается и видоизменяется, все время испытывая расширение. Математика в полном соответствии со здравым смыслом подсказывала, что расширение началось в некоторый начальный момент. Но состояние Вселенной в этот момент – в математической интерпретации – выглядело совершенно невероятным. Вся материя и вся энергия должны были в этот начальный момент быть сосредоточены в бесконечно малом объеме.

Фридман изложил свой результат в статье, опубликованной в солидном физическом журнале. Она осталась незамеченной физиками, а тем более широкой публикой, но Эйнштейн не мог пройти мимо этой статьи. Прочитал ее и совершил необычную для него ошибку. Он переоценил силу своей интуиции. Он все еще находился под гипнозом общепринятой уверенности в вечной неизменности Вселенной. Эта неизменность проявляла себя в масштабах, при которых все грандиозные процессы, все звездные системы кажутся мелкими и не играющими роли.

Проверив, вероятно, без должного внимания, соответствуют ли решения, полученные Фридманом, уравнениям Общей теории относительности, Эйнштейн пришел к выводу, что они неверны. Как это принято в научном мире, Эйнштейн с полным сознанием своей правоты послал в тот же журнал короткую заметку с указанием на ошибку, допущенную Фридманом, и на то, что работа Фридмана, по существу, укрепляет вывод о стационарности Вселенной.

Фридман обсуждал с коллегами свою статью и заметку Эйнштейна. Его поддержали, и он укрепился в своем мнении. В это время физик Ю. А. Крутков собирался в Берлин. Фридман попросил его передать Эйнштейну письмо, в котором разъяснял возникшую ситуацию.

Крутков посетил Эйнштейна. Эйнштейн прочитал письмо и написал вторую краткую заметку в тот же журнал. В нескольких строках сообщил, что, знакомясь со статьей Фридмана, допустил математическую ошибку, что работа Фридмана правильна и «открывает пути».

Так Ньютон двадцатого века еще раз доказал свою научную принципиальность, уважение к научной этике

Во всех последующих работах, относящихся к космологии, в том числе в попытках создания единой теории поля, Эйнштейн исходил из справедливости решения Фридмана и указывал на его приоритет.

Как показало дальнейшее, Эйнштейн и на этот раз оказался пророком в науке. Работа Фридмана действительно открыла новые пути в познании Вселенной. Это признали все, когда астроном Э. П. Хаббл в 1929 году, систематизируя свои наблюдения, установил, что все далекие туманности разбегаются одна от другой, удаляясь в пространство. Скорость их разбегания тем больше, чем дальше они расположены в момент наблюдения.

Так решение Фридмана выдержало проверку опытом. Для того чтобы не отвлекаться в дальнейшем, следует уже здесь дать несколько пояснений к результату, полученному Хабблом. Чтобы количественно охарактеризовать скорость разбегания туманностей, Хаббл ввел в свои вычисления постоянную величину, определяющую отношение скорости удаления конкретной туманности к расстоянию до нее в момент наблюдения. При этом он применял для измерения скорости километры в секунду, а для измерения расстояния привычную для астрономов единицу длины – парсек. Они называют расстояние, равное миллиону таких единиц, мегапарсеком (сокращенно Мпс). Для любителей определенности следует сказать, что парсек (пс) равен 3 10¹³ км, а мегапарсек равен 3 10¹⁹ км.

В 1929 году Хаббл определил постоянную, называемую теперь в его честь постоянной Хаббла, равной 500 километрам в секунду на Мпс. В 1950 году на основе дополнительных наблюдений ее считали равной 200 тех же единиц. В 1957 году астрофизики считали ее равной 75, а в 1962 году большинство из них склонялись к 100. Это показывает, сколь сложным является определение величины постоянной Хаббла. В настоящее время считается, что постоянная Хаббла ближе всего к величине 50 км/сек на Мпс.

Позже было установлено, что постоянная Хаббла не всегда была постоянной. В начале эволюции Вселенной, когда скорость ее расширения была большей, соответственно большей была и постоянная Хаббла. Поскольку постоянная Хаббла по размерности обратна времени, то ее современное значение можно выразить и при помощи единицы времени. При таком выражении она равна 10-18 единиц, деленных на секунду. Это показывает, что современная скорость расширения Вселенной очень мала. Разбегание Вселенной тормозится силами тяготения, поэтому скорость разбегания постоянно уменьшается.

Результаты работ Фридмана и Хаббла имели огромное влияние на дальнейшее развитие физики и астрономии. Во-первых, увеличилось количество прямых опытных подтверждений справедливости Общей теории относительности. Во-вторых, стала ясна необходимость дальнейших всесторонних исследований эволюции Вселенной. Благодаря Эйнштейну, Фридману и Хабблу родилось новое научное направление – космология – наука, посвященная изучению Вселенной как целого, изучению ее строения, возникновения и дальнейшей судьбы. Изучению эволюции Вселенной.

Первоначально казалось, что новая наука имеет еще более отдаленное отношение к повседневной жизни человечества, чем астрономия. Но со временем оказалось, что это не так. Космология – пограничная область, принадлежащая и физике и астрономии, – оказалась великим стимулятором прогресса науки. Она стала орудием проверки, подтверждающим и отвергающим результаты исследований в весьма удаленной части науки – в физике элементарных частиц и в работах по реализации величественной цели, поставленной Эйнштейном, – в создании единой физической теории, охватывающей весь мир в его единстве и деталях.

Прошлое и будущее

Первоначально космологические исследования касались двух главных вопросов: будущего Вселенной и ее прошлого.

Вопрос о будущем казался более простым. Для ответа на вопрос о том, будет ли Вселенная расширяться вечно, в теории Фридмана достаточно определить только одну величину. Эта величина – средняя плотность массы во Вселенной. Речь идет о полной массе, включающей все виды вещества и все типы полей, ведь энергия в соответствии с теорией относительности связана с массой, обладает вполне определенной массой. Масса, присущая энергии, или энергия, скрытая в массе, могут быть легко пересчитаны одна в другую – они связаны между собой постоянным множителем. Энергия, заключенная в данной порции вещества, получается умножением соответствующей величины массы на квадрат скорости света. При этом, конечно, все три величины – энергия, масса и скорость света – должны быть измерены при помощи одной системы единиц измерения. Например, при помощи международной системы измерения СИ.

Решение Фридмана таково, что если средняя плотность массы Вселенной меньше некоторого критического значения, то Вселенная будет расширяться вечно и скорость ее расширения никогда не обратится в нуль. Если средняя плотность массы Вселенной больше этого значения, то гравитационные силы, силы взаимного притяжения, постепенно за большое, но конечное время замедлят скорость расширения Вселенной до нуля, затем начнется ее сжатие. Уравнения говорили, что сжатие будет продолжаться до тех пор, пока вся масса Вселенной вновь не соберется в бесконечно малом объеме. После этого, вероятно, снова начнется фридмановское расширение. Затем силы тяготения вновь остановят процесс расширения и опять заставят Вселенную сжиматься. Будет ли это продолжаться вечно, не известно и поныне.

Существует предположение, основанное на Втором начале термодинамики, что размахи расширения постепенно затухают, а длительность каждого цикла «расширение – сжатие» возрастает. В каком состоянии и почему прекратится этот процесс и прекратится ли он, еще не известно, как не известно, справедлива ли гипотеза пульсирующей Вселенной. Если же средняя плотность массы Вселенной окажется точно равной своему критическому значению, то Вселенная окажется безграничной, расширяющейся бесконечно долго, но скорость ее расширения постепенно приблизится к нулю. Однако ученые знают, что во всех других случаях, а вероятно, и в этом пограничное решение оказывается неустойчивым и не реализуется в течение сколь-нибудь длительного времени. Случайные, флуктуационные процессы всегда выводят реальные системы и реальные процессы из таких пограничных неустойчивых состояний.

Таким образом, вопрос о будущем Вселенной превратился в конкретную задачу физиков, астрофизиков и астрономов-наблюдателей. Они стремятся определить, какова действительная величина средней плотности массы Вселенной. Задача необычайной трудности. Причем по мере преодоления одних трудностей сразу возникают новые. Ведь для определения средней массы Вселенной необходимо оценить величину массы, содержащуюся в очень большом объеме, и разделить полученную величину на соответствующий объем.

Для того чтобы результат оказался сколь-нибудь надежным, необходимо взять этот объем таким большим чтобы величина массы, заключенной во всех газовых туманностях, во всех звездных скоплениях – галактиках, во всех одиночных звездах и во всех других космических объектах, оказалась равной массе, заключенной в любом другом объеме Вселенной, имеющем ту же величину.

Трудности оценки масс видимых частей туманностей, звездных скоплений и звезд очень велики, но они несравнимо меньше оценки скрытой массы. Вопрос о скрытой массе возник, когда астрофизики попытались на основе астрономических наблюдений оценить массу отдельных галактик и скоплений галактик. Если мысленно разбить объем этих скоплений на одинаковые части, то окажется, что количество галактик в таком объеме, находящемся вблизи центра скопления, максимально и оно плавно уменьшается при переходе к все более удаленным от центра объемам. Измерив относительные скорости галактик, вращающихся вокруг центра скопления, и их размеры, астрофизики могут вычислить силы тяготения, удерживающие галактики на их орбитах, а значит, и полную массу скопления галактик.

Уже первые вычисления и наблюдения показали, что суммарная масса всех звезд в каждой галактике в 10–30 раз меньше той, что дают вычисления по способу, указанному выше. После открытия скоплений скоплений галактик – сверхскоплений – история повторилась. Аналогичные вычисления приводили к значениям массы в сверхскоплениях, в 20 раз превосходящую суммарную массу видимых объектов, входящих в галактики. Так в астрофизике возникло понятие скрытой массы. В понятие скрытой, а точнее, труднонаблюдаемой массы астрономы объединяют массу холодной межзвездной пыли и пылевых облаков, проявляющих свое присутствие только тем, что они поглощают свет звезд и других источников, расположенных за ними. В скрытую массу входит и межзвездный газ, различные виды излучений, невидимые холодные останки звезд, планеты и т. п. Но оценки суммарной массы всех этих типов давали величины, много меньшие, чем следует из расчетов, проведенных на основе наблюдений. Кроме того, остается неясной величина скрытой массы, рассредоточенной в огромных объемах пространства, разделяющего между собой сверхскопления галактик. Неизвестен и вклад черных дыр, таинственных объектов, о которых будет сказано ниже.

В последнее время увеличилась вероятность того, что нейтрино обладают массой покоя. Хотя величина массы каждой из этих частиц, по оценкам, очень мала, их так много, что они могут существенно сдвинуть величину средней плотности масс в сторону ее увеличения. Роль нейтрино в образовании скрытой массы мы более подробно обсудим позже.

Все более точные измерения, все более тонкие теоретические оценки приводят к тому, что результирующее значение средней плотности массы во Вселенной очень близко к критическому значению. Причем пределы, в которых заключено истинное значение средней плотности массы Вселенной, все более сжимаются к критическому значению. Вопрос все еще остается открытым. Работа продолжается. Ясно лишь одно: только достоверная оценка массы покоя нейтрино, подтверждение того, что она отлична от нуля, и точное измерение ее величины могут существенно изменить результат, вывести его за границы современных оценок, вывести в сторону увеличения. То есть привести к реализации варианта пульсирующей Вселенной, что со всей остротой поставит вопрос о том, сколь долго будут продолжаться эти пульсации и чем они закончатся.

Вопрос о начале, о возникновении Вселенной оказался еще более трудным, еще более принципиальным. Он тревожил философов, пожалуй, больше, чем физиков. Ведь возникал вопрос о том, как и из чего появилась Вселенная, и вопрос о том, что было до ее появления. Некоторые философы считали незаконной даже саму постановку этих вопросов. Другие с радостью увидели здесь научный вариант библейского мифа о сотворении мира.

Физиков беспокоило иное. Нужно было понять, как огромная масса Вселенной могла сосредоточиться в бесконечно малом объеме, с которого она начала расширение в соответствии с решением Фридмана. Единственный разумный выход виделся в том, что решения Фридмана вместе с уравнениями Эйнштейна теряют силу, когда плотность массы превышает некоторый очень большой предел. Внутри этого предела действуют другие, еще не известные уравнения, описывающие эти закономерности. На это указывал сам Эйнштейн. Возможно, здесь проявляются квантовые закономерности, о которых он писал в связи с излучением гравитационных волн, новые, еще не известные правила игры, игры Природы.

Предел, за которым теряют силу Общая теория относительности и современная квантовая физика, возможно, совпадает с удивительными границами, установленными Планком задолго до появления этих теорий.

К мысли о существовании подобных границ Планк пришел после того, как логика науки привела его к замечательному открытию – непонятной постоянной величине, позднее названной его именем.

К этой постоянной Планк пришел после длительных настойчивых попыток описать свойства излучения «абсолютно черного тела»– тела, способного полностью поглощать электромагнитные волны любой длины, совершенно не отражая их.

Моделью «абсолютно черного тела» может служить отверстие в полом сосуде с темной шероховатой внутренней поверхностью. Любая электромагнитная волна, вошедшая внутрь через это отверстие, будет полностью поглощена, а ее энергия нагреет стенки полости. Со своей стороны, нагретые стенки полости излучают электромагнитные волны, которые частично выходят наружу сквозь отверстие в стенке полости.

Планк знал, что все попытки описать это излучение, исходя из уравнений Максвелла и молекулярно-кинетической теории, приводили к противоречию с результатами опытов.

Размышляя об этой загадке, Планк вспомнил, что великий физик-теоретик Больцман как-то сказал ему, что эту проблему невозможно решить, не предположив, что здесь играет роль какая-то дискретность. Больцман не уточнил, что он имел в виду. Убедившись в бесплодности всех попыток, основанных на общепризнанных взглядах, Планк написал странную формулу, в которой процесс передачи энергии между электромагнитным полем и веществом происходил порциями – квантами.

Так в науку вошли порции энергии – кванты – и описывающая эти порции величина – знаменитая постоянная Планка, или «квант действия».

Формула, найденная интуитивно, решила задачу. Она правильно описывала свойства излучения «абсолютно черного тела»– от самых длинных до сколь угодно коротких волн.

Физики давно привыкли к тому, что большинство физических величин тесно связано с тремя величинами – длиной, интервалом времени и массой. Выбрав произвольно единицы измерения этих величин, например сантиметр длины, секунду времени и грамм массы, можно выразить через них единицы большинства остальных величин.

Планк заметил, что введенная им постоянная, которую теперь называют постоянной Планка, имеет в физике гораздо более широкое значение, чем он думал, вводя ее для устранения ультрафиолетовой катастрофы*.

Планк обнаружил, что его постоянная играет в науке не меньшую роль, чем постоянная тяготения в законе Ньютона и скорость света. Комбинируя эти три постоянные, можно образовать новые единицы любой размерности, например новые единицы длины, времени и массы. Эти новые единицы, если их измерить сантиметрами, секундами и граммами, оказываются очень малыми: планковская единица длины равна 1,6-10– 33 см, планковская единица времени равна 5,3 10–44, планковская единица массы равна 2,2-10– 5 г. Планк правильно воспринял этот намек. Новые единицы неудобны в обычных измерениях, но, возможно, они окажутся естественным масштабом процессов в микромире.

Для дальнейшего имеет большое значение еще одна планковская единица, единица плотности. Плотностью, как известно, называется отношение массы к объему. Взяв соответствующие цифры, написанные выше, легко убедиться в том, что планковская единица плотности, переведенная в отношение граммов к кубическим сантиметрам, потрясающе велика. Она равна 5 1093 г/см3. Эта плотность намного превышает плотность вещества внутри ядер атомов или плотность внутри нейтронных звезд. Эта плотность играет, однако, важную роль в попытках выяснения физических процессов, протекающих в начале фридмановского расширения Вселенной, когда все вещество и вся энергия были спрессованы в ничтожно малом объеме.

Только спустя половину века стало ясно, что планковские единицы действительно указывают пределы применимости известных нам законов природы. Теория, способная работать внутри этих малых границ, не создана до сих пор. Однако вскоре после окончания второй мировой войны ученые начали шаг за шагом приближаться к этим рубежам.