3. РАЗШИРЯВАЩАТА СЕ ВСЕЛЕНА
Ако погледнем небето в ясна безлунна нощ, най-ярките обекти, които ще видим, ще бъдат вероятно планетите Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Ще видим и твърде много звезди, които са също като нашето Слънце, но са много по-отдалечени от нас.

Някои от тези неподвижни звезди в действителност много слабо променят относителните си положения с обикаля-нето на Земята около Слънцето: те изобщо не са неподвижни! Това е така, защото са сравнително близко до нас. При завъртането на Земята около Слънцето ние ги виждаме от различни положения по отношение на фона от по-далечни звезди. И добре, че е така, защото това ни позволява да измерим директно разстоянието на тези звезди от нас: колкото по-близо са, струва ни се, че толкова повече се придвижват. Най-близката, наречена Проксима от Центавър, е на около четири светлинни години от нас (на нейната светлина са необ¬ходими около четири години, за да достигне до Земята) или на около 2,13. 1013 мили. Повечето от останалите звезди, видими с просто око, са разположени до неколкостотин светлинни годи¬ни от нас. За сравнение нашето Слънце е само на осем светлин¬ни минути! Видимите звезди изглеждат разпръснати по цялото нощно небе, но са особено концентрирани в една ивица, наре¬чена Млечния път. Още през 1750г. някои астрономи са пред¬полагали, че видът на Млечния път може да се обясни, ако повечето от видимите звезди лежат в една подобна на диск конфигурация — пример за това, което сега наричаме спирална галактика. Само няколко десетилетия по-късно астрономът сър Уилям Хершел потвърдил идеята си чрез усърдно каталогизи¬ране на положенията и разстоянията на огромен брой звезди. Въпреки това, за да бъде напълно приета, тази идея трябвало да изчака началото на нашия век.
Сегашната картина на Вселената датира едва от 1924г., когато американският астроном Едуин Хъбъл показа, че наша¬та Галактика не е единствена, че съществуват и много други галактики с необятна шир от празно пространство между тях. За да докаже това, той трябвало да определи разстоянията до другите галактики, които са толкова далеч, че за разлика от съседните звезди те наистина изглеждат неподвижни. Поради това Хъбъл бил принуден да използва косвени методи за измерване на разстоянията. И така видимият блясък на една звезда зависи от два фактора: колко светлина излъчва (нейната светимост) и колко далеч е от нас. Ние сме в състояние да измерим видимия блясък и разстоянието за близките звезди, така че можем да определим светимостта им. Или обратно, ако знаем светимостта на звездите в другите галактики, можем да определим тяхното разстояние, като измерим видимия им блясък. Хъбъл забелязал, че някои видове звезди винаги имат една и съща светимост и когато са достатъчно близо до нас, ние я измерваме; ето защо, твърди той, ако намерим такива звезди в друга галактика, можем да приемем, че и те имат същата светимост, и така да пресметнем разстоянието до тази галактика. Ако можем да направим това за няколко звезди от една и съща галактика и нашите пресмятания сочат винаги едно и също разстояние, можем да се доверим на нашата оценка.
По този начин Хъбъл определил разстоянията до девет различни галактики. Вече знаем, че нашата Галактика е само една от около 100 млрд. галактики, които могат да се видят със съвременните телескопи, като всяка от тези галактики съдържа стотици милиарди звезди. На фиг. 3.1 е показана фотография на една спирална галактика, подобна на нашата, както предполагаме, че трябва да изглежда за някой, живеещ в друга галактика. Ние живеем в галактика с размер около сто хиляди светлинни години, бавно въртяща се; звездите в нейните спирални ръкави обикалят около центъра й за няколко стотици милиони години. Нашето Слънце е просто една обикновена, средна по размени жълта звезда близо до вътрешния край на един от спиралните ръкави. Очевидно вече сме изминали дълъг път от Аристотел и Птолемей насам, когато сме мислели, че Земята е център на Вселената!

Звездите са толкова далеч, че ни се струват като светли точици. Ние не можем да видим нито размера, нито формата им. Тогава как да разграничим различните звезди? За огром¬ната част от звездите има само едно характерно свойство, което можем да наблюдаваме — цветът на светлината им. Нютон открил, че когато слънчевата светлина премине през триъгълно парче стъкло, наречено призма, тя се разлага на съставните си цветове (нейния спектър) също както при дъгата. Фокусирайки телескопа върху една отделна звезда или галактика, можем по същия начин да наблюдаваме спектъра на светлината от тази звезда или галактика. Различните звезди имат различни спект¬ри, но относителната яркост на различните цветове е винаги точно такава, каквато очакваме за светлината, излъчена от обект, нагорещен до червено. (Фактически светлината, излъче¬на от непрозрачен обект, нагорещен до червено, има характеристичен спектър, който зависи само от температурата му — топлинен спектър. Това значи, че по спектъра на светлината можем да определим каква е температурата на тази звезда.) Освен това ние установяваме, че в спектрите на звездите липс¬ват някои много характерни цветове и тези липсващи цветове Могат да се различават от звезда към звезда. Тъй като знаем, че всеки химически елемент поглъща характерна част от опре¬делени цветове, като съпоставим тези цветове с липсващите от звездния спектър, можем да определим точно кои елементи присъстват в звездната атмосфера.
През двадесетте години, когато астрономите започнаха да разглеждат спектрите на звезди от други галактики, те устано¬виха нещо много странно: забелязваха се същите характеристични   липсващи   цветове,   както   при   звездите   от   нашата Галактика, но всички те бяха отместени в една и съща относи¬телна степен към червения край на спектъра. За да разберем следствията от това, трябва първо да си изясним Доплеровия ефект.   Както  вече знаем,  видимата светлина се състои  от флуктуации или вълни в електромагнитното поле. Честотата (или броят на вълни за секунда) на светлината е изключително висока — от 400.1012 до 700.1012 вълни за секунда. Човешкото око вижда като различни цветове именно различните честоти на светлината, като най-ниските честоти са в червения край на спектъра, а най-високите — в синия. Сега да си представим един източник на светлина на постоянно разстояние от нас, например звезда, излъчваща светлинни вълни с постоянна честота. Очевидно честотата на вълните, която ние възприемаме, ще бъде същата като честотата, с която са излъчени (гравитационното поле на галактиката няма да е достатъчно силно, за да оказва значително влияние). Да предположим сега, че източни¬кът започва да се движи към нас. Когато излъчи следващия гребен на вълна, той ще бъде по-близо до нас, така че времето,  необходимо на гребена на вълната да стигне до нас, ще бъде по-малко,   отколкото   ако  звездата  беше  неподвижна.   Това значи, че времето между два достигащи до нас гребена на вълни ще е по-малко, а оттам броят вълни, които получаваме всяка секунда (т. е. честотата), ще е по-голям, отколкото при неподвижна звезда. Съответно ако източникът на светлина се отдалечава от нас, честотата на вълните, която получаваме, ще бъде} по-ниска. Когато става дума за светлина, това ще означава, че: спектрите на звезди, отдалечаващи се от нас, ще бъдат отместени към червения край (червено отместване), а на тези, приб¬лижаващи се към нас  — синьо отместени. Тази зависимост между честота и скорост, наречена Доплеров ефект, е нещо, с което се сблъскваме всекидневно. Вслушайте се в колата на пътя: когато приближава, двигателят й звучи по-високо (което отговаря на по-висока честота на звуковите вълни), а когато минава и се отдалечава, звукът е по-нисък. Поведението на светлинните или радиовълните е същото. На практика полици¬ята използва Доплеровия ефект за определяне на скоростта на колите, като измерва честотата на радиовълните, отразени от тях.
В годините след като доказал съществуването на други галактики, Хъбъл прекарвал времето си, като съставял каталог на техните разстояния и наблюдавал спектрите им. По това време повечето очаквали галактиките да се движат съвсем случайно и предполагали да намерят толкова синьо отместени спектри, колкото и червено отместени. Поради това били твърде изненадани да установят, че повечето галактики са червено отместени: почти всички се отдалечавали от нас! Още по-изненадващо било откритието, което Хъбъл публикувал през 1929г.: дори големината на червеното отместване на галактиките не било случайно, а правопропорционално на разстоянието до нас. Или с други думи, колкото по-отдалечена е една галактика, толкова по-бързо тя се отдалечава! А това означава, че Вселената не би могла да е статична, както всички мислели дотогава, а в действителност се разширява; разстоя¬нието между различните галактики нараства с времето.
Откритието, че Вселената се разширява, е една от големите интелектуални революции на XX в. Като се обърнем назад, ни е лесно да се чудим защо никой не е помислил за това по-рано. Нютон и други вероятно са разбирали, че една статична Все¬лена скоро би започнала да се свива под действие на гравита¬цията. Но да предположим, че Вселената се разширява. Ако се е разширявала сравнително бавно, гравитационната сила би я накарала в крайна сметка да спре разширяването и да започне свиване. Ако обаче тя се разширява със скорост над определена критична стойност, гравитацията никога не би била достатъчно мощна, че да я спре, и Вселената би продължила вечно да се разширява. Това е нещо подобно на изстрелването на ракета от Земята. Ако тя се движи сравнително бавно, гравитацията ще я спре и тя ще започне да пада обратно към Земята. Но ако ракетата се движи със скорост над критичната (около седем мили в секунда), гравитацията няма да е достатъчно мощна да я притегли към Земята и ракетата ще продължи вечно да се отдалечава. Това поведение на Вселената се е предсказвало от Нютоновата теория през целия XIX, XVIII, а дори и в края на XVII в. Също толкова упорита била и вярата в статичната Вселена, която се запазила и в началото на XX в. Когато през 1915г. формулирал общата теория на относителността, самият Айнщайн бил толкова сигурен, че Вселената трябва да е ста¬тична, щото видоизменил теорията си, за да стане това възможно, като въвел в своите уравнения т. нар. космологична константа. Айнщайн въвел една нова „антигравитационна" сила, която за разлика от другите нямала конкретен източник, а била встроена в самата тъкан на пространство-времето. Той твърдял, че пространство-времето има свойствената тенденция да се разширява, а това точно би уравновесило привличането от цялата материя на Вселената и би довело до статична Вселена. Изглежда, само един човек пожелал да приеме общата теория на относителността за истина и докато Айнщайн и останалите физици търсели начин да избегнат предсказването на нестатична Вселена според общата теория, руският физик и математик Александър Фридман се опитал да го обясни.
Фридман направил две много прости предположения: че Вселената изглежда еднаква накъдето и да гледаме и че това ще е вярно, ако я наблюдаваме от което и да било друго място. Само с тези две идеи Фридман показал, че не можем да очакваме Вселената да е статична. Фактически през 1922г., няколко години преди откритието на Едуин Хъбъл, Фридман предсказал точно това, което Хъбъл установил!
Предположението, че Вселената изглежда еднаква във всички посоки, разбира се, в действителност не е вярно. Както вече видяхме, останалите звезди в нашата Галактика образуват една отчетлива светла ивица по нощното небе, наречена Млечен път. Но ако погледнем далечните галактики, изглежда, че броят им е почти един и същ. Така че Вселената изглежда приблизи¬телно една и съща във всички посоки, при условие че я разглеждаме в едър мащаб в сравнение с разстоянията между галактиките и че пренебрегваме различията в малък мащаб. Дълго време това беше достатъчно оправдание за предположе¬нието на Фридман — като грубо приближение към реалната Вселена. Но една щастлива случайност от по-ново време разкри факта, че предположението на Фридман е наистина забележи¬телно точно описание на нашата Вселена.
През 1965г. двама американски физици от лабораториите „Бел телефон" в Ню Джърси — Арно Пензиас и Робърт Уилсън — изпробвали един много чувствителен микровълнов прием¬ник. (Микровълните са като светлинните вълни, но честотата им е от порядъка само на 10.1010 вълни в секунда.) Пензиас и Уилсън се смутили, когато установили, че техният приемник улавя повече шум от очакваното. Шумът сякаш не идвал от някоя определена посока. Първоначално открили птичи тор в приемника си и проверили за евентуални други неизправности, но скоро ги изключили. Знаели, че всеки атмосферен шум се усилва, когато приемникът не е насочен право нагоре, тъй като светлинните лъчи преминават през много по-дебел атмосферен слой, когато се приемат от около хоризонта, отколкото когато се приемат точно отгоре. Но допълнителният шум бил един и същ независимо накъде е насочен приемникът, така че би трябвало да идва извън атмосферата. Той бил еднакъв ден и нощ и през цялата година, макар Земята да се върти около оста си и да обикаля около Слънцето. Това показвало, че излъчва¬нето трябва да идва извън Слънчевата система, даже извън Галактиката, защото в против случай би се изменяло, когато при движението на Земята приемникът е насочен в различни посоки. Фактически ние знаем, че излъчването трябва да е минало през по-голямата част от наблюдаемата Вселена, а след като изглежда едно и също в различните посоки, Вселената би трябвало също да е една и съща във всички посоки, ако я разглеждаме в големи мащаби. Вече знаем, че в която и посока да гледаме, този шум никога не се изменя с повече от 1/10 000. Така Пензиас и Уилсън неволно попаднали на забележително точно потвърждение на Фридмановото предположение.
Почти по същото време двама американски физици от съседния университет в Принстън — Боб Дике и Джим Пийбълс — също се интересували от микровълните. Те работели по едно предположение на Джордж Гамов (бивш студент на Александър Фридман), според което ранната Вселена трябва да е била много гореща и плътна, нажежена до бяло. Според Дике и Пийбълс ние и сега би трябвало да виждаме светенето на ранната Вселена, защото светлината от твърде отдалечените й участъци едва сега стига до нас. Но разширението на Вселе¬ната означава тази светлина да е с такова голямо червено отместване, че сега да я възприемаме като микровълново излъчване. Дике и Пийбълс се готвели да потърсят такова излъчване, когато Пензиас и Уилсън чули за тяхната работа и разбрали, че вече са го открили. За откритието си Пензиас и Уилсън получиха Нобелова награда за 1978г. (което беше малко тежичък удар за Дике и Пийбълс, да не говорим за Гамов!).
На пръв поглед доказателството, че Вселената изглежда еднаква накъдето и да погледнем, като че предполага мястото ни в нея да е малко по-специално. По-конкретно, ако наблю¬даваме всички останали галактики да се разбягват от нас, би трябвало ние да сме в центъра на Вселената. Има обаче и друго обяснение: Вселената също изглежда една и съща във всички посоки и ако се гледа от друга галактика. Това, както видяхме, е второто предположение на Фридман. Доказателство в полза или против това предположение все още няма. Ние вярваме в него само от съображения за скромност: би било изключително странно Вселената да изглежда една и съща във всички посоки около нас, а да не е така и за други места от нея! В модела на Фридман всички галактики се отдалечават една от друга. Ситуацията напомня балон с множество нарисувани върху него петънца, който постоянно се надува. При разширението на балона разстоянието между всеки две петънца се увеличава, но не можем да кажем, че някое от петънцата е център на разши¬рението. Нещо повече, колкото по-отдалечени са петънцата помежду си, толкова по-бързо ще се раздалечават. По същия начин в модела на Фридман скоростта, с която две галактики се раздалечават, е пропорционална на разстоянието между тях. Ето защо той предсказва червеното отместване на една галак¬тика да е пропорционално на разстоянието й от нас — точно това, което установи Хъбьл. Независимо от успеха на модела си и от предсказването на наблюденията на Хъбъл трудът на Фридман остана в голяма степен неизвестен на Запад до откриването на подобни модели от американския физик Хауърд Робъртсън и английския математик Артър Уокър през 1935г. в отговор на откритото от Хъбъл еднородно разширение на Вселената.
Макар че Фридман установи само един модел, съществу¬ват три различни модела, които удовлетворяват двете фунда¬ментални предположения на Фридман. В първия модел (установен от Фридман) Вселената се разширява достатъчно бавно, което позволява на гравитационното привличане между различните галактики да забави разширението и накрая да го спре. След това галактиките започват да се приближават една към друга и Вселената се свива. На фиг. 3.2 е показано как разстоянието между две съседни галактики се променя с вре¬мето. Започва от нула, увеличава се до един максимум и отново намалява до нула. При втория вид решение разширяването на Вселената е толкова бързо, че гравитационното привличане никога не може да го спре, макар че малко го забавя. На фиг. 3.3 е показано разстоянието между съседни галактики по този модел. То започва от нула и накрая галактиките се раздалеча¬ват с постоянна скорост. Има и трети вид решение, при което Вселената се разширява точно с такава скорост, която позволява да се избегне повторно свиване. При това раздалечаването, показано на фиг. 3.4, започва от нула и непрестанно расте. Скоростта на раздалечаване на галактиките обаче става все по-малка и по-малка, макар че никога не достига нула.
 
Едно забележително свойство на първия Фридманов мо¬дел е това, че Вселената не е безкрайна в пространството, но самото пространство няма граници. Гравитацията е толкова силна, че пространството е огънато около себе си и става нещо като земната повърхност. Ако тръгнем в дадена посока по земната повърхност, никога не достигаме някаква непреодоли¬ма бариера, нито падаме от ръба, а пак се връщаме там, откъдето сме тръгнали. В първия Фридманов модел простран¬ството е точно такова, но за разлика от земната повърхност е тримерно. Четвъртото измерение, времето, е също крайно, но е като права с две гранични точки — начало и край. По-късно ще видим, че когато обединим общата теория на относител-ността с принципа за неопределеността от квантовата механи¬ка, това ще ни позволи пространството и времето да са крайни, но без граници.
Идеята, че можем да обиколим Вселената и да достигнем там, откъдето сме тръгнали, е добра тема за научна фантастика, но няма кой знае каква практическа стойност, защото можем да докажем, че преди да сме я обиколили, Вселената ще се е свила отново до нулев размер. За да стигнем там, откъдето сме тръгнали, преди Вселената да е загинала, ще трябва да се движим по-бързо от светлината, а това не е позволено!
В първия, Фридманов модел, при който Вселената се разширява и отново се свива, пространството е огънато около себе си подобно на земната повърхност. Поради това то е с крайни размери. При втория модел, който вечно се разширява, пространството е огънато по друг начин — като повърхност на седло. Така в този случай пространството е безкрайно. И накрая в третия Фридманов модел, с точно критична скорост на разширяване, пространството е плоско (и следователно също безкрайно).
Но кой Фридманов модел описва нашата Вселена? Ще спре ли някога Вселената да се разширява и ще започне ли да се свива, или ще продължи вечно да се разширява? За да отговорим на този въпрос, трябва да знаем сегашната скорост на разширение на Вселената и сегашната й средна плътност. Ако плътността е по-малка от определена критична стойност, зависеща от скоростта на разширение, гравитационното привличане ще бъде твърде слабо, за да спре разширението. Ако плътността е над критичната стойност, гравитацията ще спре разширението в някой бъдещ момент и ще накара Вселената да се свие отново.
Сегашната скорост на разширение можем да определим, като измерим скоростите, с които другите галактики се разбягват от нас, използвайки Доплеровия ефект. Това може много точно да се направи. Разстоянията до галактиките обаче не са много добре известни, защото можем да ги измерим само косвено. Всичко, което знаем, е, че за всеки милиард години Вселената се разширява от 5 до 10%. Неувереността ни по отношение сегашната средна плътност на Вселената е още по-голяма. Ако сумираме масите на всички звезди, които можем да видим в нашата Галактика и в другите галактики, сумата е по-малка от една стотна от величината, необходима да спре разширението на Вселената даже за най-ниската оценка на скоростта на разширение. В нашата, а и в другите галактики обаче се съдържа голямо количество „тъмна материя", която непосредствено не можем да видим, но знаем, че трябва да съществува, от влиянието на нейното гравитационно привли¬чане върху орбитите на звездите в галактиките. Освен това повечето галактики са в купове и по същия начин можем да заключим за наличието на още тъмна материя в пространство¬то между галактиките в тези купове чрез нейното влияние върху движението на галактиките. Когато съберем цялата тази тъмна материя, все още стигаме едва до една десета от количеството, изискващо спиране на разширението. Не можем да изключим обаче вероятността да съществува някаква друга форма на материята, разпределена приблизително равномерно във Все¬лената, която още не сме открили и която да увеличи средната плътност на Вселената до критичната стойност, нужна да спре разширението. Следователно сегашните данни предполагат, че Вселената вероятно ще се разширява вечно, но единственото, в което можем да сме сигурни, е, че дори и да предстои повторно свиване на Вселената, това няма да стане по-рано от 10 млрд. години, след като тя вече се е разширявала поне толкова време. Не бива обаче излишно да се тревожим: по това време, ако пространството извън Слънчевата система не е колонизирано, човечеството отдавна ще е измряло, загинало заедно с нашето Слънце!
Всички Фридманови решения имат свойството, че в няка¬къв момент от миналото (преди 10 — 20 млрд. години) разстоянието между съседните галактики трябва да е било нула. В този момент, който ние наричаме Големия взрив, плътността на Вселената и кривината на пространство-времето би трябва¬ло да са безкрайни. Понеже математиката не може да борави с безкрайни числа, това значи, че общата теория на относител¬ността (на която се базират решенията на Фридман) предвижда съществуването на една точка във Вселената, където самата теория не важи. Тази точка е пример за това, което математи¬ците наричат сингулярност. В действителност всички наши теории са формулирани при предположението, че пространст¬во-времето е гладко и почти плоско, така че те не важат при сингулярността на Големия взрив, където кривината на прос¬транство-времето е безкрайна. Това значи, че дори да е имало някакви събития преди Големия взрив, не можем да ги изпол¬зваме, за да определим какво ще стане по-нататък, защото предсказуемостта ще изчезне в момента на Големия взрив. Съответно, ако както в този случай знаем само какво е станало след момента на Големия взрив, не можем да определим какво се е случило преди него. Колкото до самите нас, събитията преди Големия взрив не могат да имат последици, така че не биха представлявали част от научен модел за Вселената. Пора¬ди това можем да кажем, че времето започва от Големия взрив. На мнозина не им харесва идеята времето да има начало, вероятно защото напомня за божествена намеса. (От друга страна, Католическата църква възприе модела за Големия взрив и през 1951г. официално обяви, че той е в съгласие с Библията.) Поради това бяха направени опити да се избегне изводът, че е имало Голям взрив. Най-широка подкрепа получи т. нар. теория за стационарната Вселена. Тя е предложена през 1948г. от двамата бежанци от окупираната от нацистите Авст-рия — Херман Бонди и Томас Голд, заедно с англичанина Фред Хойл, работил с тях по развитието на радара по време на войната. Идеята й е, че с разбягването на галактиките една от друга в пространството между тях непрестанно се образуват нови галактики от материя, която непрекъснато се създава. Поради това Вселената трябва да изглежда приблизително една и съща по всяко време и от всички точки от пространст¬вото. Теорията за стационарната Вселена изисква видоизменя¬не на общата теория на относителността, за да позволи непрекъснато създаване на материя, но с много малка скорост (приблизително по една частица на кубичен километър за една година), така че да не противоречи на експеримента. Това е една добра научна теория в смисъла на описаното в глава 1: проста е и прави конкретни предсказания, които могат да се проверят чрез наблюдения. Едно от тези предсказания е, че броят на галактиките или на подобните на тях обекти в който и да е пространствен обем трябва да е един и същ накъдето и когато и да погледнем във Вселената. В края на петдесетте години и началото на шестдесетте група астрономи от Кеймб¬ридж под ръководството на Мартин Райл (който също бе работил с Бонди, Голд и Хойл върху радара по време на войната) проведе изследване на източниците на радиовьлни. Групата от Кеймбридж показа, че повечето от тези радиоизточници трябва да са извън нашата Галактика (наистина много от тях могат да се отъждествяват с други галактики), както и че слабите източници са много повече от мощните. Астроно¬мите интерпретираха слабите източници като по-далечни, а мощните — като по-близки. Освен това се оказа, че за единица обем от пространството близките източници са по-малко от далечните. Това би могло да значи, че се намираме в центъра на голяма област от Вселената, където източниците са по-мал¬ко от другаде. Но би могло и да значи, че източниците са били по-малобройни в миналото, по времето, когато радиовълните са тръгнали към нас, отколкото сега. И двете обяснения про¬тиворечат на предсказанията на теорията за стационарната Вселена. Нещо повече, откриването на микровълновото излъч¬ване от Пензиас и Уилсън през 1965 г. също показа, че Вселената трябва да е била много по-плътна в миналото. Ето защо теорията за стационарната Вселена трябваше да бъде изоставена.
Друг опит да се избегне изводът, че трябва да е имало Голям взрив, а оттам и начало във времето, бе предприет от двама руски учени — Евгени Лифшиц и Исак Халатников през 1963г. Те предположиха, че Големият взрив може би е особе¬ност само за моделите на Фридман, които в крайна сметка представляват само едно приближение към реалната Вселена. Може би сред всички модели, грубо приближени към действи¬телната Вселена, само тези на Фридман могат да съдържат сингулярността на Големия взрив. В моделите на Фридман всички галактики се раздалечават една от друга, така че не е чудно по някое време в миналото всички те да са били на едно и също място. В действителната Вселена обаче галактиките не само се раздалечават директно една от друга, а те имат и малки странични скорости. Така че в действителност не се налага изобщо в миналото да са заемали точно едно и също място, а да са били много близо една до друга. Може би в такъв случай сегашната разширяваща се Вселена е резултат не от сингуляр-ността на Големия взрив, а от една по-ранна фаза на свиване; когато Вселената е колапсирала, не всички нейни частици са се сблъскали, а са минали една край друга и след това са се раздалечили помежду си, водейки до сегашното разширение на Вселената. Как да кажем тогава дали реалната Вселена е започнала от Големия взрив? Лифшиц и Халатников просто изследваха моделите на Вселената, които са приблизително като моделите на Фридман, но взеха предвид неправилните и случайни скорости на галактиките в реалната Вселена. Те показаха, че такива модели могат да започнат с Голям взрив, макар галактиките вече да не се раздалечават директно една от друга, но те твърдят, че това е възможно само в някои изключителни модели, в които галактиките се движат подредено. Според тях, след като, изглежда, съществуват безкрайно повече Фридманови модели без сингулярност в Големия взрив, откол¬кото със сингулярност, би трябвало да заключим, че в дейст¬вителност не е имало Голям взрив. Впоследствие те осъзнаха, че съществува един много по-общ клас Фридманови модели, които имат сингулярност и в които галактиките не е задължи¬телно да се движат по някакъв особен начин. Поради това през 1970г. те оттеглиха изискването си.
Трудът на Лифшиц и Халатников беше ценен, защото показа, че Вселената би могла да има сингулярност, Голям взрив, ако общата теория на относителността е коректна. Това обаче не реши ключовия въпрос: предсказва ли общата теория на относителността, че нашата Вселена би трябвало да има Голям взрив, начало във времето? Отговорът дойде от съвсем различен подход, въведен от английския математик и физик Роджър Пенроуз през 1965г. Като използва поведението на светлинните конуси в общата теория на относителността, заед¬но с факта, че гравитацията е винаги привличаща, той показа, че когато една звезда колапсира под действие на собствената си гравитация, тя попада в област, чиято повърхнина в крайна сметка се свива до нулев размер. А понеже повърхнината на областта се свива до нула, това трябва да се отнася и за обема й. Цялата материя на звездата ще бъде пресована в област с нулев обем, така че плътността на материята и кривината на пространство-времето ще станат безкрайни. С други думи, ще се получи сингулярност, съдържаща се в една област от прос¬транство-времето, известна като черна дупка.
На пръв поглед резултатът на Пенроуз е приложим само за звезди; той не казва нищо по въпроса, дали цялата Вселена е имала сингулярност в Големия взрив от своето минало.
По времето, когато Пенроуз изведе своята теорема, аз бях аспирант, който безнадеждно търси проблем за дисертацията си. Две години по-рано ми бяха поставили диагноза на болен от болестта на Лу Гериг — заболяване на двигателния нерв, и ми беше дадено да разбера, че ми остават още една-две години. При тези обстоятелства едва ли беше особено смислено да работя по дисертацията си — не очаквах да оцелея толкова дълго. И въпреки това вече бяха минали две години, а аз не бях много по-зле. Всъщност нещата се развиха твърде добре за мен и се бях сгодил за едно много симпатично момиче, Джейн Уайлд. Но за да се оженя, се нуждаех от работа, а за да получа работа, се нуждаех от дисертация.
През 1965г. прочетох за теоремата на Пенроуз, че всяко тяло, което претърпява гравитационен колапс, трябва накрая да образува сингулярност. Скоро ми стана ясно, че ако обърнем посоката на времето в теоремата на Пенроуз, така че колапсът да стане разширение, условията на тази теорема ще останат в сила, в случай че Вселената сега грубо наподобява Фридманов модел в едри мащаби. Теоремата на Пенроуз показа, че всяка колапсираща звезда трябва да завърши в сингулярност; аргу¬ментът с обърнатото време показа, че всяка фридманоподобна разширяваща се Вселена трябва да е започнала от сингуляр¬ност. По технически причини теоремата на Пенроуз изискваше Вселената да е безкрайна в пространството. Така че фактически аз можех да използвам теоремата, за да докажа, че би трябвало да има сингулярност само ако Вселената се разширява доста¬тъчно бързо, за да избегне отново колапс (защото само тези Фридманови модели бяха безкрайни в пространството).
През следващите няколко години развих нова математи¬ческа техника, за да избегна това и други технически условия в теоремите, доказващи, че трябва да настъпят сингулярности. Окончателният резултат беше един труд, съвместен с Пенроуз през 1970г., който накрая доказа, че трябва да е имало сингу¬лярност в Големия взрив, но при условие че общата теория на относителността е коректна и Вселената съдържа толкова ма¬терия, колкото наблюдаваме. Нашият труд срещна доста опо¬ненти, отчасти сред руснаците поради тяхното марксистко схващане за научния детерминизъм, отчасти сред хора, според които цялата идея за сингулярностите е отблъскваща и опорочава красотата на Айнщайновата теория. И все пак никой не може да спори с една математическа теорема. Накрая нашият труд бе всеобщо приет и днес почти всички приемат, че Вселе¬ната е започнала със сингулярност в Големия взрив. Може би е комично, че след като промених мнението си, сега се опитвам да убедя другите физици, че фактически не е имало сингуляр¬ност в началото на Вселената, но, както ще видим по-късно, тя може да изчезне, ако вземем предвид квантовите ефекти.
В тази глава видяхме как за ио-малко от половин век представата ни за Вселената, формирана в продължение на хилядолетия, се е променяла. Изходна точка за това бяха откритието на Хъбъл, че Вселената се разширява, и осъзнава¬нето на незначителността на нашата собствена планета в безк¬рая на Вселената. С натрупването на експериментални и теоретични доказателства ставаше все по-ясно, че Вселената трябва да е имала начало във времето, докато най-сетне през 1970г. двамата с Пенроуз го доказахме на базата на общата теория на относителността на Айнщайн. Това доказателство показа, че общата теория на относителността е просто една непълна теория: тя не може да ни каже какво е началото на Вселената, защото предвижда, че всички физични теории, вклю¬чително и самата тя, са неприложими за началото на Вселената. Но общата теория на относителността твърди да е само една частна теория, така че това, което теоремите за сингулярност наистина показват, е, че в твърде ранната Вселена е имало период, когато Вселената е била толкова малка, че повече не бихме могли да пренебрегнем дребномащабните ефекти от друга важна частна теория на двадесетото столетие — кванто¬вата механика. В началото на осемдесетте години бяхме при-нудени да се насочим към разбирането на Вселената, преминавайки от теорията за изключително голямото към теорията за нищожно малкото. Тази теория, квантовата меха¬ника, ще опишем по-нататък, преди да се обърнем към усили¬ята за обединяване на двете частни теории в една-единствена квантова теория за гравитацията.

4. ПРИНЦИП НА НЕОПРЕДЕЛЕНОСТТА
Успехите на научните теории и особено на Нютоновата теория за гравитацията накарали френския учен маркиз Дьо Лаплас в началото на XIX в. да покаже, че Вселената е напълно детерминистична. Лаплас предположил, че трябва да същест¬вува система от научни закони, които позволяват да предвидим всичко, което ще се случи във Вселената, ако знаем с точност състоянието на Вселената в даден момент. Ако например знаем положенията и скоростите на Слънцето и планетите в даден момент, можем да използваме законите на Нютон и да опре¬делим състоянието на Слънчевата система във всеки друг момент. В този случай детерминизмът изглежда твърде очеви¬ден, но Лаплас не спрял дотук, а допуснал, че всичко, включи¬телно и поведението на човека, се управлява от подобни закони.
Доктрината за научен детерминизъм срещнала упоритата съпротива на мнозина, според които тя посяга на свободата на Бог да се намесва в света, но е останала като стандартно допускане в науката чак до началото на нашето столетие. Един от първите признаци, че това схващане трябва да се изостави, дойде от изчисленията на английските учени лорд Рейли и сър Джеймс Джийнс. Те предположиха, че едно горещо тяло или обект, като например една звезда, трябва да излъчва безкрайна енергия. Според законите, в които тогава вярвахме, едно горе¬що тяло трябва да освобождава електромагнитни вълни (нап¬ример радиовълни, видима светлина или рентгенови лъчи) равномерно по всички честоти. Едно горещо тяло например трябва да излъчва едно и също количество енергия във вълни с честоти между един и два млрд. вълни в секунда, както и при честоти между два и три млрд. вълни в секунда. А щом броят вълни в секунда е неограничен, това значи, че общото количес¬тво излъчена енергия ще е безкрайно.
За да избегне този явно нелеп резултат, немският учен Макс Планк предположил през 1900г., че светлинните, рентге¬новите и другите вълни не могат да се излъчват произволно, а само на определени порции, които той нарича кванти. Освен това всеки квант притежава определено количество енергия, което е толкова по-голямо, колкото по-висока е честотата на вълните, така че при достатъчно висока честота излъчването на един-единствен квант би изисквало повече енергия от налична¬та. Така излъчването при високи честоти ще намалява, откъде¬то следва, че излъчената от тялото енергия ще бъде крайна.
Квантовата хипотеза обясни наблюдаваната степен на излъчване от горещи тела много добре, но нейните последици за детерминизма не бяха осъзнати до 1926г., когато друг немски учен, Вернер Хайзенберг, формулира своя знаменит принцип на неопределеността. За да предскажем бъдещото положение и  скоростта на една частица,  трябва да можем  точно да измерим  сегашното  й положение  и скорост.   Най-простият начин да направим това е да осветим частицата. Някои от светлинните  вълни ще се  разсеят  от частицата и  така ще определят нейното положение. Но ние няма да сме в състояние да определим положението на частицата по-точно, отколкото е разстоянието между гребените на светлинните вълни, така че ще трябва да използваме светлина с малка дължина на вълната, за да измерим по-точно положението на частицата. Според квантовата хипотеза на Планк обаче не можем да използваме произволно малко количество светлина; то трябва да е поне един квант. Но този квант ще наруши състоянието на частицата и ще промени скоростта й по непредсказуем начин. Освен това, колкото по-точно измерваме положението, толкова по-къса трябва да е дължината на светлинната вълна, а следователно толкова по-висока трябва да е енергията на единичния квант. А тогава скоростта на частицата ще се промени в по-голяма степен. С други думи, колкото по-точно се опитваме да изме¬рим положението на частицата, толкова по-неточно ще можем да измерим нейната скорост и обратно. Хайзенберг показа, че неопределеността в положението на частицата, умножена по неопределеността в нейната скорост и по масата на частицата никога не може да бъде величина, по-малка от една определена стойност, известна като Планкова константа.  Нещо повече, това ограничение не зависи от начина, по който се опитваме да измерим положението или скоростта на частицата, нито от вида частица: принципът на неопределеността на Хайзенберг е фундаментално, неизбежно свойство на света.
Принципът на неопределеността има съществени следст¬вия за начина, по който гледаме на света. И след повече от петдесет години те още не са напълно оценени от много философи и продължават да са обект на много противоречия. Принципът на неопределеността беляза края на мечтата на Лаплас за една научна теория, един модел на Вселената, които да са напълно детерминистични: човек, разбира се, не може да предвиди бъдещи събития точно, ако не е в състояние дори точно да измери сегашното състояние на Вселената! И все пак можем да си представим, че съществува система от закони, напълно определяща събитията за някое свръхестествено съ¬щество, което може да наблюдава сегашното състояние на Вселената, без да го нарушава. Но такива модели на Вселената не са особено интересни за нас, простосмъртните. Май е по-добре да използваме принципа на пестеливостта, известен като бръснача на Окам, и да отрежем всички свойства на теорията, които не могат да се наблюдават. Този подход накара Хайзенберг, Ервин Шрьодингер и Пол Дирак през двадесетте години да преформулират механиката в една нова теория, наречена квантова механика, основана върху принципа на неопределеността. В тази теория частиците вече нямат отделни, добре дефинирани положения и скорости, които да могат да се наблюдават. Вместо това те имат квантово състояние, което е комбинация от положение и скорост.
Обикновено квантовата механика не предсказва един-единствен конкретен резултат от едно наблюдение, а множест¬во различни възможни изходи и ни казва колко вероятен е всеки от тях. Или с други думи, ако проведем едно и също измерване върху голям брой подобни системи, всички с еднакво изходно състояние, ще установим, че измерването ще даде А в определен случай, Б в друг случай и т. н. Човек може да предвиди приблизителния брой пъти, когато резултатът ще бъде А или Б, но не може да предскаже конкретния резултат от едно отделно измерване. Поради това квантовата механика въвежда един неизбежен елемент на непредсказуемост или случайност в науката. Айнщайн се противопостави много енергично на това независимо от важната си роля в развитието на тези идеи. За своя принос към квантовата теория Айнщайн получи Нобелова Награда. И въпреки това той никога не прие, че Вселената се управлява от случайността: неговото отношение е синтезирано в известното му твърдение: „Бог не играе на зарове." Повечето от останалите учени обаче бяха готови да приемат квантовата механика, защото тя отлично се съгласуваше с експеримента. Всъщност това беше една изключително сполучлива теория и е залегнала в основите на почти цялата съвременна наука и технология. Тя управлява поведението на транзисторите и интегралните схеми, тези съществени компоненти на електрон¬ни устройства като телевизионните системи и компютрите, а освен това е основа на съвременната химия и биология. Един¬ствените области от физиката, в които квантовата механика все още не е намерила подходящо място, са гравитацията и едро-мащабната структура на Вселената.
Макар светлината да се състои от вълни, квантовата хипотеза на Планк ни казва, че понякога тя има поведението на частици: може да се излъчва или поглъща само на порции или кванти. Същевременно принципът на неопределеността на Хайзенберг налага поведението на частиците в някои отноше¬ния да е като това на вълни: те нямат определено положение, а са „размити" с определено вероятностно разпределение. Теорията на квантовата механика се основава върху съвсем нова математика, която вече не описва реалния свят с помощта на частици и вълни; единствено наблюденията върху този свят могат да се опишат по този начин. И така в квантовата механика се явява дуализъм между вълни и частици: в някои случаи е целесъобразно да мислим за частиците като за вълни, а в други е по-добре да мислим за вълните като за частици. Едно важно следствие от това е, че не сме в състояние да наблюдаваме така наречената интерференция между две групи вълни или частици. С други думи, гребените на една група вълни могат да съвпадат с падините на другата група. Тогава двете групи вълни се унищожават взаимно, а не се сумират в по-голяма вълна, както можем да очакваме (фиг. 4.1). Познат пример за интерференцията на светлината са цветовете, които често се наблюдават в сапунени мехури. Бялата светлина се състои от вълни с всички възможни дължини на вълната или цветове. За определени дължини гребените на вълните, отра¬зени от едната'страна на сапунения филм, съвпадат с падините, отразени от другата страна. Цветовете, отговарящи на тези дължини на вълната, липсват в отразената светлина и поради това тя изглежда оцветена.                                                     
 

Поради дуалистичните представи, въведени от квантовата механика, интерференция може да настъпи и при частици. Известен пример в това отношение е експериментът с два процепа (фиг. 4.2). Да разгледаме една преграда с два тесни успоредни процепа. От едната страна на преградата е поставен източник на светлина с определен цвят (т. е. с определена дължина на вълната). По-голямата част от светлината ще попадне в преградата, но малка част ще премине през проце¬пите. Да приемем сега, че сме поставили екран зад преградата. До всяка точка от екрана ще достигат вълни от двата процепа. В общия случай обаче разстоянието, което светлината трябва да измине от източника до екрана през двата процепа, ще бъде различно. Това означава, че фазите на вълните от двата процепа няма да са еднакви, когато стигнат до екрана: в някои места вълните ще се унищожават, а в други взаимно ще се усилват. В резултат ще се получи характерно изображение от светли и тъмни ивици.
Забележителното в случая е, че ако заменим източника на светлина с източник на частици, например електрони с опреде¬лена скорост (което означава, че съответните вълни са с опре¬делена дължина), ще получим пак същия тип ивици. Още по-странно е, че ако имаме само един процеп, няма изобщо да получим ивици, а просто равномерно разпределение на елект-роните върху екрана. Поради това можем да приемем, че с отварянето на още един процеп просто се увеличава броят електрони, достигащи всяка точка от екрана, а в резултат на интерференция той фактически намалява на някои места. Ако пускаме електроните един по един към процепите, можем да очакваме всеки електрон да премине през единия или другия процеп, така че поведението му да е точно такова, каквото би било, ако имаше само един процеп — да се получи равномерно разпределение върху екрана. В действителност обаче дори когато пускаме електроните един по един, ивиците пак се наблюдават. Излиза, че всеки електрон минава и през двата процепа едновременно!
Явлението интерференция между частици бе от решаващо . значение за изясняване на строежа на атома — този основен градивен елемент в химията и биологията, градивната тухличка за самите нас и за всичко около нас.
В началото на нашия век се смяташе, че подобно на планетите, които обикалят около Слънцето, електроните (час¬тици с отрицателен електричен заряд) в атома обикалят около едно централно ядро, което носи положителен електричен заряд. Предполагаше се, че привличането между положителния и отрицателния заряд задържа електроните по техните орбити, също както гравитационното привличане между Слънцето и планетите задържа планетите по техните орбити. Трудното тук е, че според законите на механиката и електричеството, пред-хождащи квантовата механика, електроните биха губили енер¬гия и биха се движили по спирала, докато се сблъскат с ядрото. Това значи, че атомът, а фактически цялата материя, бързо биха колапсирали до състояние с много висока плътност. Едно частно решение на този проблем бе намерено от датския учен Нилс Бор през 1913г. Според него електроните не могат да се движат по орбити на всякакво разстояние от ядрото, а само на определени характерни разстояния. Ако предположим, че на всяко от тези разстояния могат да се движат по орбита само един или два електрона, това би решило проблема за свиването на атома, тъй като електроните няма да могат при движението си по спирала да проникнат по-навътре и ще запълнят орбитите с най-малки разстояния и енергии.
Този модел обясни съвсем задоволително строежа на най-простия атом — водородния, който има само един елект¬рон, обикалящ около ядрото. Но не стана ясно как да го приложим към по-сложни атоми. Освен това идеята за ограни¬чен брой разрешени орбити изглеждаше твърде произволна. Новата теория квантова механика реши този проблем. Тя разкри, че електронът, обикалящ около ядрото, може да се разглежда като вълна, чиято дължина зависи от неговата скорост. За някои орбити дължината ще отговаря на цяло (а не дробно) число дължини на вълната на електрона. За тези орбити гребенът на вълната ще бъде на едно и също място при всяка обиколка, така че вълните ще се сумират: тези орбити ще отговарят на разрешените орбити на Бор. При орбитите, дължините на които не са цяло число дължини на вълната, всеки гребен в крайна сметка ще се унищожи от падина при движението на електроните; тези орбити не са разрешени.
Един изискан начин да се онагледи дуализмът вълна/час¬тица е така нареченото сумиране по траектории, въведено от американския учен Ричард Файнман. При този подход не се предполага частицата да има една единствена история или път в пространство-времето, както е според класическата неквантова теория, а се предполага да минава от А в Б по всички възможни пътища. С всеки от тези пътища са свързани две числа: едното представлява размера на вълната, а другото представлява положението в цикъла (т. е. дали е в гребен или в падина). Вероятността за минаване от А в Б се намира, като се сумират вълните по всички пътища. Въобще, ако сравним множество от съседни пътища, фазите или положенията в цикъла значително ще се различават. Това значи, че вълните, свързани с тези пътища, почти точно ще се унищожават помеж¬ду си. За някои множества по съседни пътища обаче фазите няма да се менят значително за различните пътища. Вълните за тези пътища няма да се унищожават. Такива пътища отго¬варят на разрешените орбити на Бор.
С тези представи, изразени в конкретен математически вид, можем сравнително просто да изчислим разрешените орбити в по-сложни атоми, а дори и в молекули, които са изградени от известен брой атоми, свързани заедно чрез елек¬трони, обикалящи около повече от едно ядро. Понеже строе¬жът на молекулите и техните взаимодействия са в основата на цялата химия и биология, квантовата механика ни позволява по принцип да предскажем почти всичко, което виждаме около себе си, в границите, наложени от принципа на неопределеност-та. (На практика обаче изчисленията за системи с повече от няколко електрона са толкова сложни, че не можем да ги осъществим.)
Едромащабният строеж на Вселената, изглежда, се управ¬лява от общата теория на относителността на Айнщайн. Това е една класическа теория, т. е. тя не взима предвид принципа на неопределеността от квантовата механика, както би трябва¬ло, за да се съгласува с другите теории. Причината това да не води до каквото и да е несъгласие с наблюденията е, че всички гравитационни полета, с които обикновено се сблъскваме, са твърде слаби. Но теоремите за сингулярност, които вече разг¬ледахме, показват, че гравитационните полета стават много силни поне в два случая: черните дупки и Големия взрив. В такива силни полета ефектите на квантовата механика са съ¬ществени. И така в известен смисъл класическата обща теория на относителността предсказва точки с безкрайна плътност, предсказва собствения си провал, също както класическата (т. е. неквантовата) механика предсказва провала си с предполо¬жението, че атомите трябва да колапсират до безкрайна плът¬ност. Досега нямаме завършена стройна теория, която да обединява общата теория на относителността и квантовата механика, но знаем някои от свойствата, които тя трябва да притежава. Следствията, които биха имали върху черните дупки и Големия взрив, ще бъдат описани в следващите глави. За момента обаче ще се обърнем към съвременните опити да се обобщят нашите представи за останалите природни сили в една-единствена, единна квантова теория.

5. ЕЛЕМЕНТАРНИ ЧАСТИЦИ И ПРИРОДНИ СИЛИ
Според Аристотел цялата материя във Вселената се състои от четири основни елемента: земя, въздух, огън и вода. Върху тези елементи действат две сили: гравитацията, тенденцията на .земята и водата да потъват, и левитацията, тенденцията на въздуха и огъня да се издигат. Това разделение на съдържани¬ето на Вселената на материя и сили се използва и днес.
Според Аристотел материята е непрекъсната, т. е. можем да делим един къс материя на все по-малки и по-малки парчен¬ца безкрай и пак няма да стигнем до зрънце материя, което да не може да се дели по-нататък. Някои гърци обаче, например Демокрит, твърдели, че на материята е присъща зърнистостта и че всичко е изградено от голям брой различни по вид атоми. (Гръцката дума атом означава неделим.) Векове наред спорът продължил без някакво реално доказателство за едната или другата страна, докато през 1803г. английският химик и физик Джон Далтон отбелязал факта, че химичните съединения вина¬ги се свързват в определени пропорции, което може да се обясни с групирането на атоми и образуването на т. нар. молекули. Но спорът между двете философски школи не бил окончателно решен в полза на атомистите чак до началото на нашия век.
Едно от съществените физически доказателства бе дадено от Айнщайн. В своя труд, написан през 1905г., няколко седмици преди знаменития труд за специалната теория на относител¬ността, Айнщайн отбелязва, че т. нар. Брауново движение — неправилното, случайно движение на прашинките, суспендира¬ни в течност — може да се обясни като сблъскване на атомите на течността с частиците на праха.
По това време вече съществували подозрения, че атомите въпреки всичко не са неделими. Няколко години по-рано изс¬ледователят от Тринити Колидж в Кеймбридж Дж. Дж. Томсън демонстрирал съществуването на материална частица, наречена електрон, чиято маса е под 1/1000 от масата на най-лекия атом. Той използвал система, подобна на съвремен¬ния кинескоп: нагорещена до червено метална жичка освобож¬дава електроните, а понеже те са заредени отрицателно, може да се използва електрично поле, което да ги ускорява към екран с фосфорно покритие. Когато се ударят в екрана, се генерират светлинни проблясъци. Скоро се установило, че тези електрони би трябвало да идват от самите атоми и през 1911г. английският физик Ърнист Ръдърфорд най-сетне показал, че атомите на веществото наистина имат вътрешен строеж: те са изградени от съвсем мъничко, положително заредено ядро, около което обикалят електрони. Той стигнал до това заключение, като анализирал начина, по който алфа-частиците, които са поло¬жително заредени и се освобождават от радиоактивни атоми, се отклоняват при сблъскването си с атоми.
Първоначално се смятало, че атомното ядро е изградено от електрони и различен брой положително заредени частици, наречени протони от гръцкото „първи", защото се приемало, че това са фундаменталните градивни елементи на материята. През 1932г. обаче един колега на Ръдърфорд от Кеймбридж, Джеймс Чадуик, открил, че ядрото съдържа друга частица, наречена неутрон, който има почти еднаква маса с протона, но е без електричен заряд. За това откритие Чадуик получил Нобелова награда и бил избран за магистър в Гонвил енд Киз Колидж — Кеймбридж (колежът, в който сега съм сътрудник). Впоследствие той се отказал от степента магистър поради разногласия със сътрудниците. В колежа се водели ожесточени спорове от времето, когато завърнали се от войната млади сътрудници гласували вот на недоверие на много от старите сътрудници, които отдавна били в колежа. Това е било преди моето време; аз постъпих в колежа през 1965г. и хванах края на ожесточенията, когато подобни несъгласия заставиха друг магистър, Нобелов лауреат — сър Нейвил Мот, да напусне.
Допреди двадесетина години се смяташе, че протоните и неутроните са „елементарни" частици, но експериментите, в които протони се сблъскваха с други протони или с електрони при високи скорости, показаха, че фактически те се състоят от по-малки частици. Тези частици бяха наречени кварки от физика Мюрай Гел-Ман (Калифорнийски технологичен инсти¬тут), който получи Нобелова награда за 1969г. за работата си върху тях. Названието идва от неточен цитат на фразата „Три кварка за Мъстър Марк!" на Джеймс Джойс. Предполага се думата кварк да се произнася като кварт, накрая с к вместо т, но обикновено се свързва с ларк (чучулига).
Съществуват няколко разновидности на кварка: вероятно има поне шест „аромата", като всеки „аромат" се явява в три цвята — червен, зелен и син. (Трябва да отбележим, че това са просто названия: кварките са много по-малки от дължината на видимата светлина, така че нямат цвят в обикновения смисъл.) Изглежда, просто съвременните физици проявяват повече въ¬ображение и при наименоването на нови частици и явления вече не се ограничават с гръцкия! Един протон или неутрон се състои от три кварка, по един от всеки цвят.
Вече знаем, че нито атомите, нито протоните и неутроните в тях са неделими. Сега въпросът е: какво представляват истинските елементарни частици, тези основни градивни тух-лички, от които е направено всичко? След като дължината на светлинната вълна е много по-голяма от размерите на един атом, ние не можем да се надяваме да „видим" частите на един атом по обикновен начин. Налага се да използваме нещо с много по-малка дължина на вълната. Както видяхме в послед¬ната глава, квантовата механика ни казва, че всички частици са всъщност вълни и че колкото по-голяма е енергията на една частица, толкова по-къса е дължината на съответната вълна.
И така най-добрият възможен отговор на нашия въпрос зависи от това, колко голяма е енергията на частицата, с която разполагаме, защото това определя колко малка е скалата на дължините, която ще използваме. Тези енергии на частиците обикновено се измерват в единици, наречени електронволтове (еУ). (При експериментите на Томсън с електрони видяхме, че той използва електрично поле, за да ги ускори. Енергията, която придобива един електрон от електрично поле един волт е известна като електронволт.) През XIX в., когато единстве¬ните енергии на частици, които хората знаеха как да използват, бяха малките енергии от порядъка на няколко електронволта, получени в резултат на химични реакции като горенето напри¬мер, се смяташе, че атомите са най-малките градивни частици. При експеримента на Ръдърфорд алфа-частиците притежаваха енергия от милион електронволтове. Неотдавна се научихме как да използваме електромагнитни полета за придаване енергия на частиците първоначално от милиони, а по-късно от милиарди електронволтове. Така разбрахме, че частици, които сме смятали преди двадесетина години за „елементарни", са фактически съставени от по-малки частици. А може би, стигай¬ки до още по-високи енергии, ще установим, че от своя страна и те са съставени от още по-малки частици? Това, разбира се, е възможно, но ние разполагаме с теоретични основания да вярваме, че сме стигнали или сме твърде близо до познаването на крайните градивни тухлички на природата.
 
Като използваме дуализма вълна/частица, разгледан в последната глава, можем да опишем всички във Вселената, включително светлината и гравитацията, с помощта на части-ци. Те притежават едно свойство, наречено спин. Един възмо¬жен начин да си представим спина е да мислим за частиците като за пумпалчета, които се въртят около една ос. Това обаче би ни заблудило, тъй като квантовата механика ни казва, че частиците нямат добре дефинирана ос. Това, което спинът действително ни казва, е как изглежда частицата от различни посоки. Частица със спин 0 е като точица: тя изглежда еднаква от всички посоки (фиг. 5.1-1). А частица със спин 1 е като стрелкичка: тя изглежда различно от различни посоки (фиг. 5.1-2). Частицата изглежда една и съща само ако я завъртим на пълен оборот (360°). Частица със спин 2 е като двупосочна стрелка (фиг. 5.1-3): тя изглежда по същия начин, ако я завър¬тим на половин оборот (180°). Подобно частиците с по-голям спин изглеждат по същия начин, ако ги завъртим на по-малки части от един пълен оборот. Всичко това сякаш е много просто, но забележителен факт е, че има частици, които не изглеждат по същия начин, ако ги завъртим само на един пълен оборот: с тях трябва да направим два пълни оборота! За такива частици казваме, че имат спин 1/2.
Всички познати частици във Вселената могат да се разде¬лят на две групи: частици със спин 1/2, които съставляват веществото във Вселената, и частици със спин 0, 1 и 2, които, както ще видим, пораждат взаимодействия между материални¬те частици.
Материалните частици се подчиняват на т. нар. принцип за забраната на Паули. Той е открит през 1925г. от австрийския физик Волфганг Паули, за което му бе присъдена Нобелова награда за 1945г. Паули е прототипът на физика-теоретик: говори се, че дори самото му присъствие в някой град е достатъчно да провали експериментите! Според принципа за забраната на Паули две еднакви частици не могат да същест¬вуват в едно и също състояние, т. е. те не могат едновременно да заемат едно и също място и да имат една и съща скорост в границите, наложени от принципа на неопределеността. Прин¬ципът за забраната има решаващо значение, тъй като той обяснява защо материалните частици не колапсират до състо-яние на твърде голяма плътност под влияние на силите, пораж¬дани от частиците със спин 0, 1 и 2: ако положенията на материалните частици са много близки, техните скорости тряб¬ва да се различават, което значи, че те няма дълго да се задържат на едно и също място. Ако светът бе създаден без принципа на Паули, кварките не биха образували отделни, добре дефинирани протони и неутрони. Нито пък те биха образували заедно с електроните отделни, добре дефинирани атоми. Те щяха да колапсират и да се получи една приблизи¬телно еднородна, гъста „супа".
Изясняването на представата за електрона и останалите частици със спин 1/2 стана едва през 1928г., когато Пол Дирак, който впоследствие бе избран за Лукасова професура по мате-матика в Кеймбридж (същата професура, заемана някога от Нютон, а сега и от мен), предложи една теория. Теорията на Дирак беше първата, която е в съгласие както с квантовата механика, така и със специалната теория на относителността. Тя обясни по математически път защо електронът има спин 1/2, т. е. защо не изглежда по един и същ начин, когато го завъртим на един пълен оборот, а трябва да го завъртим на два пълни оборота. Освен това тя предсказа, че електронът трябва да има партньор: антиелектрон или позитрон. Откриването на позитрона през 1932г. потвърди теорията на Дирак и му донесе Нобелова награда за физика за 1933г. Ние вече знаем, че всяка частица има своя античастица, с която може да анихилира. (В случая с частици, пренасящи взаимодействие, античастиците са същите като самите частици.) Възможно е да съществуват цели антисветове и антихора от античастици. Но ако срещнете своя анти-аз, не му подавайте ръка! И двамата ще изчезнете в огромно огнено кълбо!
Въпросът, защо частиците са толкова повече от античас¬тиците около нас, е изключително важен и аз ще се върна на него по-нататък в тази глава.
В квантовата механика силите или взаимодействията меж¬ду материалните частици се носят от частиците с цял спин — 0, 1 или 2. Всъщност материалната частица — например електрон или кварк — излъчва частица, пренасяща взаимодейс¬твие. Отскокът в резултат на това излъчване променя скоростта на материалната частица. Тогава частицата, пренасяща взаи-модействие, се сблъсква с друга материална частица и бива погълната. Това сблъскване променя скоростта на втората частица, също както ако между двете материални частици действаше сила.
Съществено свойство на частиците, пренасящи взаимо¬действие, е, че те не се подчиняват на принципа за забраната на Паули. Това значи, че техният брой, който може да бъде обменян, не е ограничен и поради това те могат да породят силно взаимодействие. Ако обаче частиците, пренасящи взаи¬модействие, имат голяма маса, това ще затрудни образуването и обмена им на голямо разстояние. Поради това взаимодейс¬твията, които те носят, ще са само с малък обсег. От друга страна, ако частиците, пренасящи взаимодействие, нямат соб¬ствена маса, взаимодействията ще бъдат с голям обсег. Части¬ците, носещи взаимодействие, обменяни между материални частици, се наричат виртуални, тъй като за разлика от „реал¬ните" те не могат да бъдат непосредствено регистрирани с Детектор на частици. Но ние знаем, че те съществуват, защото имат  измеряем ефект:  те пораждат  взаимодействия между материалните частици.
Частиците със спин 0,1 или 2 понякога съществуват и като реални частици и могат да бъдат директно регистрирани с детектор. Тогава те се явяват във вид на нещо, което класикът-физик би нарекъл вълна — например като светлините или гравитационните вълни. Понякога те се излъчват при взаимо¬действието между материални частици, при обмен на виртуални частици, пренасящи взаимодействие. (Например електрическата сила на отблъскване между два електрона се дължи на обмен на виртуални фотони, които никога не могат да бъдат непосредс¬твено регистрирани с детектор; но когато един електрон пре¬лита край друг, могат да се освободят реални фотони, които регистрираме като светлинни вълни.)
Частиците, пренасящи взаимодействие, могат да се групи¬рат в четири категории в зависимост от големината на взаимо¬действието, което носят, и частиците, с които взаимодействат. Трябва да отбележим, че това деление на четири групи е изкуствено: то е удобно при разработването на частни теории, но може и да не отговаря на нещо по-сериозно. В крайна сметка повечето физици се надяват да открият една единна теория, която да обясни четирите сили като различни прояви на една-единствена сила. Всъщност мнозина биха казали, че това е главна цел на физиката днес. Наскоро бяха направени успешни опити да се обединят три от четирите групи взаимодействия и аз ще ги опиша в тази глава. Въпросът за обединяването на останалата категория — гравитацията — ще оставим за по-нататък.
Първата категория е гравитационната сила. Тази сила е универсална, т. е. всяка частица изпитва силата на гравитация в зависимост от своята маса или енергия. Гравитацията е най-слабата от четирите сили; тя е толкова слаба, че ако не притежаваше две характерни свойства, изобщо не бихме я забелязали: тя може да действа на големи разстояния и е винаги притегляща. Това означава, че твърде малките гравитационни сили между отделните частици в две големи тела като Земята и Слънцето могат да се сумират и да породят една значителна сила. Другите три сили са или с малък обсег, или в някои случаи — сили на привличане, а в други на отблъскване, така че проявяват тенденция да се унищожават. При разглеждане на гравитационното поле от гледище на квантовата механика взаимодействието между две материални частици се представя
чрез частица със спин 2, наречен гравитон. Гравитонът няма собствена маса и поради това носи взаимодействие с голям обсег. Гравитационната сила между Слънцето и Земята се обяснява с обмен на гравитони между частиците, от които са изградени тези две тела. Макар обменяните частици да са виртуални, ефектът им без съмнение е измерим: те заставят Земята да се върти около Слънцето! Реалните гравитони обра¬зуват това, което класикът-физик би нарекъл гравитационни вълни. Те са толкова слаби и така трудни за регистриране, че никога не са били наблюдавани.
Следващата категорията е електромагнитната сила, която взаимодейства с електрически заредените частици, каквито са електроните и кварките, но не и с незаредените, каквито са гравитоните. Тя е много по-голяма от гравитационната: елек¬тромагнитната сила между два електрона е почти 1042 пъти по-голяма от гравитационната. Съществуват обаче два вида електричен заряд — положителен и отрицателен. Силата между два положителни заряда е на отблъскване, каквато е и между два отрицателни заряда, докато силата между един положите-лен и един отрицателен заряд е на привличане. Едно толкова голямо тяло като Земята или Слънцето съдържа почти равен брой положителни и отрицателни заряди. Поради това силите на привличане и на отблъскване между отделните частици почти се унищожават и остатъчната електромагнитна сила е малка. Но при малките мащаби на атома и молекулата преоб¬ладават електромагнитните сили. Електромагнитното привли¬чане между отрицателно заредените електрони и положително заредените протони в ядрото карат електроните да обикалят по орбити около ядрото на атома, също както гравитационно¬то привличане заставя Земята да обикаля около Слънцето. Електромагнитното привличане се обяснява с обмена на голям брой виртуални безмасови частици със спин 1, наречени фото¬ни. И в този случай фотоните, които се обменят, са виртуални частици. Но когато един електрон премине от една разрешена орбита към друга, по-близка до ядрото, се освобождава енер¬гия и се излъчва реален фотон, който, ако е със съответната Дължина на вълната, може да се наблюдава като видима за човешкото око светлина или да се регистрира от фотонен приемник, какъвто е например фотографският филм. По-същия начин, когато един реален фотон се сблъска с атом, той може Да придвижи един електрон от орбита, по-близка до ядрото, на друга, по-отдалечена. Това изразходва енергията на фотона, така че той се поглъща.
Третата категория се нарича слабо ядрено взаимодейст¬вие, на което се дължи радиоактивността и което действа върху всички материални частици със спин 1/2, но не и върху частици със спин 0, 1 или 2 като фотоните и гравитоните. Слабото ядрено взаимодействие не бе съвсем ясно до 1967г., когато Абдус Салам от Импириъл Колидж в Лондон и Стивън Уайнбърг от Харвард предложиха свои теории, които обединяват това взаимодействие с електромагнитната сила, също както Максуел бе обединил електричеството и магнетизма стотина години по-рано. Те предположиха, че освен фотона има три други частици със спин 1, познати общо като тежки векторни бозони, носители на слабото взаимодействие. Те се наричат W+, W"и Z° и всеки от тях е с маса приблизително 100 GeV (1 GeV = 109 еV). Теорията на Уайнбърг — Салам показва едно свойство, известно като спонтанно нарушаване на симетрията. Това значи, че ако при ниски енергии възприемаме няколко частици като напълно различни една от друга, в действителност те са един и същи тип, но в различни състояния. При високи енергии тези частици се отнасят като подобни. Ефектът е подобен на поведението на топчето за рулетка върху диска на рулетката. При високи енергии (когато завъртим диска бързо) топчето се държи само по един и същ начин — то продължава да се върти. Но когато движението на диска се забави, енерги¬ята на топчето намалява и накрая то пада в един от тридесет и седемте процепа на диска. С други думи, при ниски енергии има 37 различни състояния, в които топчето може да бъде. Ако по някакъв начин можем да наблюдаваме топчето само при ниски енергии, бихме сметнали, че има 37 различни вида топчета!
В теорията на Уайнбърг — Салам при енергии, много по-високи от 100 GeV, трите нови частици и фотонът биха имали подобно поведение. Но при по-ниски енергии на части-ците, което е по-честият случай, тази симетрия между частиците ще се наруши. W+, W' и Z° ще придобият големи маси, с което взаимодействията, които носят, ще станат с много малък обсег. По времето, когато Салам и Уайнбърг предложиха своята теория, малцина им повярваха, а ускорителите на частици не бяха достатъчно мощни, та да развият енергии от 100 ОеУ, необходими за получаването на реални W+, W' и Z° частици. През следващите десетина години обаче останалите предсказания на теорията за ниските енергии така добре се съгласуваха с експеримента, че през 1979г. Салам и Уайнбърг получиха Нобелова награда за физика заедно с Шелдън Глашоу, също от Харвард, който бе предложил подобни обединени теории за електомагнитното и слабото ядрено взаимодействие. На Нобе¬ловата комисия бе спестено неудобството да е допуснала грешка, когато през 1983г. в ЦЕРН (Европейския център за ядрени изследвания) бяха открити трите тежки партньора на фотона с точно предсказани маси и други свойства. Карло Рубиа, който ръководеше колектива от неколкостотин физици, автори на това откритие, получи Нобелова награда за 1984г. заедно със Симон ван дер Меер — инженер от ЦЕРН, който бе автор на използваната система за натрупване на антиматерията. (Днес е много трудно да бъдеш забелязан в експериментал¬ната физика, ако вече не си по върховете!)
Четвъртата категория е силното ядрено взаимодействие, което задържа кварките в протона и неутрона, а протоните и неутроните — в ядрото на атома. Смята се, че носител на това взаимодействие е друга частица със спин 1, наречен глуон, който взаимодейства само със себе си и с кварките. Силното ядрено взаимодействие има едно любопитно свойство, нарече¬но затваряне (конфайнмънт): то винаги свързва частиците в комбинации, които нямат цвят. Не може да има един-единствен кварк, защото той би бил с цвят (червен, зелен или син). В замяна един червен кварк трябва да се присъедини към един зелен и един син кварк чрез „струна" от глуони (червен + син + зелен = бял). Такъв триплет представлява протон или неутрон. Друга възможност е да се образува двойка, съставена от кварк и антикварк (червен + античервен, или зелен + антизелен, или син + антисин = бял). Такива комбинации изграждат частиците, известни като мезони, които са нестабил¬ни, понеже кваркът и антикваркът могат да анихилират, при което се получават електрони и други частици. По същия начин затварянето предотвратява съществуването на самостоятелен глуон, тъй като глуоните също имат цвят. Вместо това има колекция от глуони, чиито цветове се сумират до бял. Тази колекция образува една нестабилна частица, наречена глуонна топка.
 
Фактът, че свойството затваряне не позволява да се наб¬людава отделен кварк или глуон, сякаш създава представата за кварките и глуоните като метафизични частици. Съществува обаче едно друго свойство на силното ядрено взаимодействие, Високоенергетично сблъскване между протон и антипротон, при което се получават няколко почти свободни кварка наречено асимптотична свобода, с което концепцията за кварки и глуони се дефинира точно. При нормални енергии силното ядрено взаимодействие е наистина силно и свързва здраво кварките помежду им. Но експериментите с големи ускорители на частици показват, че при високи енергии силното взаимо¬действие значително намалява и поведението на кварките и глуоните става почти като на свободни частици. На фиг. 5.2 е показана фотография на сблъскване между високоенергетичен протон и антипротон. Получават се няколко почти свободни кварка и се дава начало на „струя" от трекове.
Успешното обединяване на електромагнитното и слабото ядрено взаимодействие доведе до множество опити да се съче¬таят тези две взаимодействия със силното ядрено взаимодейс-твие в т. нар. теория на Великото обединение. Названието е малко пресилено: получените теории не са нито толкова велики, нито напълно обединени, тъй като не включват гравитацията. Те не са и в действителност завършени теории, защото съдър¬жат някои параметри, чиито стойности не могат да се предска¬жат от теорията, а трябва така да се подберат, че да се съгласуват с експеримента. Въпреки всичко те са вероятно стъпка към една завършена, напълно обединена теория.        
Основната идея на теорията на Великото обединение е следната: както споменахме по-горе, силното ядрено взаимо¬действие отслабва при високи енергии. От друга страна, елек-тромагнитното и слабото взаимодействие, които не са асимптотично свободни, стават силни при високи енергии. При някаква много висока енергия, наречена енергия на Великото обединение, тези три взаимодействия биха имали една и съща сила и би се оказало, че са просто различни прояви на едно-единствено взаимодействие. Теориите на Великото обединение предсказват също, че при тази енергия различните материални частици със спин 1/2, като кварки и електрони, биха били също почти едни и същи, с което би се постигнало още едно обеди¬нение.
Стойността на енергията на Великото обединение не е много добре известна, но вероятно би трябвало да е поне 1015 GeV. Сегашното поколение ускорители на частици позволява сблъскването на частици с енергия от порядъка на 100 GeV, а се проектират машини, които ще достигнат до няколко хиляди GeV. Но една машина, достатъчно мощна да ускори частици до енергиите на Велико обединение, ще трябва да е с размерите на Слънчевата система и би било невероятно да се финансира при сегашния икономически климат. Поради това е невъзмож¬но теориите на Великото обединение да се проверят непосред¬ствено в лабораторията. Но както и при теорията, обединяваща електромагнитното и слабото взаимодействие, и в този случай има нискоенергетични следствия от теорията, които могат да бъдат проверени.
Най-интересното от тях е предсказването, че протоните, от които е изградена повечето от масата на обикновената материя, могат спонтанно да се разпадат на по-леки частици, каквито са антиелектроните. Причината това да е възможно е, че при енергията на Велико обединение няма съществена раз¬лика между антикварк и антиелектрон. Трите кварка в протона обикновено нямат достатъчно енергия, за да се превърнат в антиелектрони, но много често един от тях може да придобие Достатъчно енергия, за да направи прехода, тъй като според принципа на неопределеността енергията на кварките в протона не може точно да се фиксира. Тогава протонът би се разпаднал. Вероятността един кварк да придобие достатъчна енергия е толкова малка, че ще се наложи да чакаме поне 1030 години. Това е време, много по-дълго от времето, изминало след големия взрив, което е едва 1010 години. Човек би си помислил, че възможността за спонтанно протонно разпадане не би могла да се провери експериментално. Но шансовете ни да открием разпадането ще нараснат, ако наблюдаваме голямо количество вещество, съдържащо голям брой протони. (Ако например наблюдаваме 1031 протони в продължение на една година, според най-простата теория на Великото обединение можем да очакваме да видим разпадането на повече от един протон.)
Проведени са няколко такива експеримента, но никой от тях не доведе до определено доказателство за разпадане на протон или неутрон. При един от експериментите бяха изпол-звани 8000 тона вода и той бе проведен в солната мина „Мортън" в Охайо (за да се избегне настъпването на други събития, причинени от космическите лъчи, които погрешно да сметнем за разпадане на протон). Тъй като никакво спонтанно разпадане на протони не бе наблюдавано по време на експери¬мента, може да се пресметне, че вероятният живот на протона трябва да е по-дълъг от 1031 години. Това е по-продължително от времето, предсказано по най-простата от теориите на Вели¬кото обединение, но има по-съвършени теории, предсказващи по-дълъг живот. За да ги проверим, ще са необходими още по-чувствителни експерименти с още по-голямо количество вещество.
Макар че наблюдаването на спонтанно разпадане на про¬тона е много трудно, не е изключено самото ни съществуване да е следствие от обратния процес — образуване на протони, или по-просто — на кварки от едно начално състояние, при което кварките не са повече от антикварките, а това е естестве¬ният начин да си представим началото на Вселената. Матери¬ята на Земята е изградена главно от протони и неутрони, които от своя страна са съставени от кварки. Антипротони и антинеутрони, изградени от антикварки, няма освен няколкото, получе¬ни от физиците в големите ускорители на частици. Космическите лъчи са доказателство, че същото се отнася за цялата материя в нашата Галактика: няма антипротони, нито антинеутрони, с изключение на малкия брой, получени като двойка частица/античастица при високоенергетични сблъсквания. Ако в нашата Галактика съществуваха големи области от антиматерия, бих¬ме могли да очакваме, че ще наблюдаваме големи количества лъчения от границите между областите от материя и антима¬терия, където много частици биха се сблъскали със своите античастици и биха анихилирали с освобождаване на високо-енергетично излъчване.
Ние не разполагаме с директно доказателство дали мате¬рията в другите галактики е изградена от протони и неутрони, или от антипротони и антинеутрони, но вероятно е или едното, или другото: не може да има смес от двете в една галактика, защото в такъв случай пак бихме наблюдавали силно лъчение от анихилации. Ето защо се предполага всички галактики да са съставени от кварки, а не от антикварки; представата някои галактики да са от материя, а други от антиматерия изглежда неправдоподобна.
А защо кварките са много повече от антикварките? Защо не са поравно? Несъмнено имаме късмет, че броят им не е равен, защото иначе почти всички кварки и антикварки биха анихили-рали още в ранната Вселена и биха оставили Вселена, изпъл¬нена с лъчение, но едва ли с някакво вещество. Тогава вероятно нямаше да има галактики, звезди или планети, на които да се развие човешки живот. За щастие теориите на Великото обеди¬нение може би ни дават обяснение защо Вселената сега съдържа повече кварки, отколкото антикварки, даже и в началото броят им да е бил равен. Както видяхме, теориите на Великото обединение позволяват при високи енергии кварките да се превръщат в антикварки. Освен това те позволяват и обратните процеси — превръщане на антикварки в електрони и на елект¬рони и антиелектрони в антикварки и кварки. Някога, в съвсем ранната Вселена, тя е била толкова гореща, че енергиите на частиците вероятно са били достатъчно високи за настъпването на тези превръщания. Но защо това е довело до повече кварки, отколкото антикварки? Причината е, че физичните закони не са съвсем същите за частиците и античастиците.
До 1956г. се смяташе, че физичните закони се подчиняват на всяка от трите отделни симетрии, наречени С, Р и Т.
Симетрията С означава, че законите са едни и същи за частици и античастици. Симетрията Р означава, че законите са едни и същи за всяка ситуация и нейното огледално изображе¬ние (огледалното изображение на една частица с дясно въртене е това на частица с ляво въртене). Симетрията Т означава, че ако обърнем посоката на движение на всички частици и анти¬частици, системата трябва да се върне в предишни състояния: с други думи, законите са еднакви както напред, така и назад във времето.
През 1956г. двама американски физици — Дзун-Дао Ли и Чженин Янг, предположиха, че слабото взаимодействие фак¬тически не се подчинява на Р симетрията. С други думи, слабото взаимодействие би принудило Вселената да се развива различно от начина, но който би се развило нейното огледално , изображение. Същата година тяхната колежка Цзин Сян Ву! доказа, че предсказанието им е правилно. Тя направи това, като ориентира ядрата на радиоактивни атоми в магнитно поле така, че всички те да се въртят в една и съща посока, и показа, че в една посока се освобождават повече електрони, отколкото в друга. Следващата година Ли и Янг получиха Нобелова награда за своята идея. Освен това беше установено, че слабото взаимодействие не се подчинява на Р симетрията, т. е. поведе¬нието на вселена, съставена от античастици, ще бъде различно от това на нашата Вселена. Въпреки това, изглежда, слабото взаимодействие спазва комбинираната СР симетрия, т. е. Все¬лената би се развивала по същия начин, както огледалното си изображение, дори ако всяка частица бъде заместена от своята античастица! През 1964г. обаче други двама американци — Дж. У. Кронин и Вал Фич, откриха, че СР симетрията не се спазва дори при разпадането на определени частици, наречени К-ме-зони.
Накрая през 1980г. Кронин и Фич получиха Нобелова награда за труда си. (Много са наградите, раздадени за посоч¬ването на факта, че Вселената не е така проста, както си я представяме!)
Има една математическа теорема, която твърди, че всяка теория, която се подчинява на квантовата механика и на относи¬телността, трябва винаги да съблюдава и комбинираната СРТ симетрия. С други думи, поведението на Вселената би трябвало да е едно и също, дори да заменим частиците с античастици, да вземем огледално изображение и да обърнем посоката на време¬то. Но Кронин и Фич показаха, че ако заменим частиците с античастици и вземем огледално изображение, а не обърнем посоката на времето, поведението на Вселената не е същото. Ето защо, ако обърнем посоката на времето, физичните закони трябва да се променят; те не спазват Т симетрията.
Ранната Вселена положително не се е подчинявала на Т симетрия: с хода на времето напред Вселената се разширява; ако тече назад, Вселената би трябвало да се свива. А след като има сили, които не спазват Т симетрията, следва, че с разши¬рението на Вселената тези сили могат да предизвикат превръ¬щането на повече антиелектрони в кварки, отколкото на електрони в антикварки. След това, когато Вселената се разши¬рява и изстива, антикварките ще анихилират с кварките, но тъй като ще има повече кварки, отколкото антикварки, ще остане малък излишък от кварки. Именно те съставят материята, която виждаме днес и от която ние самите сме направени. Така самото ни съществуване може да се разглежда като потвърж¬дение на теориите на Великото обединение, макар и само в качествено отношение; неопределеностите са такива, че не само не можем да предскажем броя на кварките, които ще останат след анихилацията, а дори това, дали ще са кварки или антик¬варки. (Ако излишъкът е от антикварки обаче, просто ще трябва да наречем антикварките кварки, а кварките антиквар-ки.)
Теориите на Великото обединение не включват гравита¬ционното взаимодействие. Това няма особено значение, тъй като гравитацията е толкова слаба, че когато става дума за елементарни частици или атоми, обикновено можем да пренеб¬регнем нейните ефекти. Но фактът, че тя е едновременно с голям обсег и винаги привличаща, означава, че всички нейни ефекти се сумират. Поради това за достатъчно голям брой материални частици гравитационните сили могат да надделеят над останалите. Именно това е причината гравитацията да определя еволюцията на Вселената. Дори за обекти с размерите на звезда гравитационното привличане може да надделее над всички останали сили и да накара звездата да колапсира. Моята работа през 70-те години бе съсредоточена върху черните дупки, които могат да се получават от такъв звезден колапс, и върху силните гравитационни полета около тях. Именно те подсказаха за първи път как теориите на квантовата механика и общата теория на относителността могат да си оказват взаимно влияние — една бегла представа за предстоящата квантова теория на гравитацията.