Тем не менее, утверждал Девитт, многомировой подход «имеет лучшие, чем большинство других, основания считаться естественным конечным продуктом программы построения квантовой интерпретации, которую начал создавать еще Гейзенберг в 1925 году»[644]. Он подчеркивал, что эта интерпретация не требует, чтобы волновая функция вообще когда-либо коллапсировала, и в каких-либо дополнениях она больше не нуждается.

Многих читателей Physics Today аргументы Девитта не убедили. «Идея бесконечного числа множащихся невзаимодействующих миров выглядит несколько менее серьезно, чем Птолемеева геоцентрическая система эпициклов, – так откликнулся на статью один физик. – Теория Птолемея, по крайней мере, в каком-то смысле “объясняла” наблюдаемый мир, без привлечения бесконечного количества миров ненаблюдаемых». Многомировая интерпретация «означала бы, кроме всего прочего, что (к счастью!) пассажиру самолета, который терпит катастрофу, не о чем беспокоиться, ведь в другом мире тот же самолет… приземлится целым и невредимым, – писал другой читатель. – Спрашивается, действительно ли есть необходимость прибегать к столь натужному нагромождению физических тонкостей (здесь я выражаю только собственное мнение), чтобы разрешить логические трудности квантовой теории?»[645]

Но Девитт оставался твердо убежден в своей правоте. Начали колебаться и некоторые из его читателей. Более десятилетия интерпретация Эверетта провела в глубокой безвестности. И вот теперь «один из наиболее тщательно хранимых секретов этого столетия»[646], как выразился Девитт, наконец увидел свет.

* * *

Энтузиазм Девитта в отношении многомировой интерпретации подогревался не только желанием разгадать тайны квантовой физики. Отвечая своим критикам в Physics Today, Девитт писал, что многомировая идея «является единственной концепцией, которая в рамках принятого в настоящее время математического аппарата позволяет квантовой теории играть роль основания космологии»[647]. В то время как Девитт писал эти слова, космология была более установившейся и авторитетной областью исследований, чем основания квантовой физики, – но это еще ни о чем не говорило. Некоторые физики не могли свыкнуться с мыслью, что Вселенная в целом может быть предметом научного исследования. Лежащая в основе космологии общая теория относительности Эйнштейна – теория гравитации и искривленного пространства-времени – была в то время глухой теоретической провинцией, теорией, всеми принятой, тем не менее, по общему мнению, бесполезной. Теория Эйнштейна заметно отличается от ньютоновской теории тяготения, только когда рассматриваются крайне массивные объекты, по крайней мере столь же массивные, как звезды. Но эти объекты слишком далеки от физики ежедневного опыта. Далеко не все физики были уверены, что космологические выводы из теории относительности вообще стоит принимать всерьез. В 1962 году молодой студент-физик по имени Кип Торн, только что получивший первую ученую степень в Калтехе, собирался изучать общую теорию относительности у Джона Уилера в Принстоне. Один из его калтеховских профессоров попробовал отговорить его от этой затеи. «Общая теория относительности имеет слабое отношение к реальному миру, – вспоминал Торн слова профессора. – Поищите более интересные физические задачи»[648].

Общая теория относительности не только применялась в мудреных ситуациях – она к тому же была записана мудреным математическим языком. Математический аппарат теории относительности очень сложен – гораздо сложнее языка квантовой механики. Всем известно, что для того, чтобы сформулировать и самому понять свою новую теорию, Эйнштейну пришлось прибегнуть к помощи друга-математика Марселя Гроссмана, который научил его дифференциальной геометрии. Такое сочетание незнакомого предмета изучения и замысловатой математики для многих физиков оказалось препятствием к пониманию смысла этой теории и заставляло их с подозрением относиться к ее выводам. Даже самому Эйнштейну, уже после того, как он разработал и в 1915 году опубликовал свою теорию, было нелегко принять вытекающие из нее следствия. Как он увидел, из общей теории относительности вытекает, что Вселенная в целом должна либо сжиматься, либо расширяться. Этот вывод смущал его – он противоречил всем имевшимся в то время наблюдательным данным. Чтобы удержать Вселенную в статическом состоянии, Эйнштейн ввел поправочный коэффициент – «космологическую постоянную». Но в 1929 году астроном Эдвин Хаббл обнаружил, что далекие галактики удаляются от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию до них, – в точности так, как следовало ожидать в случае, если Вселенная расширяется. Эйнштейн с радостью убрал из теории свою искусственно придуманную космологическую постоянную – он с самого начала невзлюбил ее, говоря, что она «наносит серьезный ущерб красоте теории»[649]. Теперь Эйнштейн считал, что космологическая картина, вытекающая из общей теории относительности, верна. Но в этом были убеждены далеко не все, в том числе и сам Эдвин Хаббл. Он и многие вместе с ним считали, что далекие галактики только кажутся разбегающимися, а на деле Вселенная статична. Другие признавали, что Вселенная расширяется, но предлагали видоизменить законы физики так, чтобы, несмотря на расширение, Вселенная в любой момент прошлого и будущего выглядела бы в основном неизменной. Эта концепция получила название «теории стационарной Вселенной». Спустя десятилетия теория продолжала рассматриваться как обоснованная научная теория; многие физики считали ее даже несколько более обоснованной, чем расширяющаяся Вселенная общей теории относительности. Ведь получалось, что такая расширяющаяся Вселенная когда-то была невероятно горячей, плотной и маленькой и вдруг начать стремительно расширяться. Сторонник стационарной теории Фред Хойл придумал для этого термин «Большой взрыв». Как считал Хойл и многие другие, раз общая теория относительности приводит к таким странным выводам, ей не следует особенно доверять и прилагать ее ко всей Вселенной в целом тоже не стоит.

С другой стороны, тем временем продолжалась неразбериха в отношении результатов применения общей теории относительности даже к объектам, гораздо меньшим, чем вся Вселенная, например звездам. Еще в 1938 году в Беркли Роберт Оппенгеймер и его студент Джордж Волков вместе с Ричардом Толменом из Калтеха при помощи очень раннего предшественника компьютера сумели вычислительными методами показать, что сверхмассивная звезда, гораздо бо́льшая, чем наше Солнце, должна заканчивать свою жизнь, схлопываясь в поразительно плотный объект, который ничто, даже свет, не может покинуть. Представление о таких «сколлапсировавших звездах», или «коллапсарах», как их тогда называли, вызывало бурные споры. Отпугивающе сложные математические построения общей теории относительности вместе с удивительной (по тем временам) вычислительной мощью и необычностью техники, нужной для расчетов Оппенгеймера и Волкова, не говоря уж о головокружительной странности их результата, – все это мешало многим физикам принять идею коллапса звезд всерьез.

Математические сложности препятствовали понимаю следствий его собственной теории даже самому Эйнштейну. «Вместе с одним моим молодым сотрудником я пришел к интересному результату: гравитационных волн не существует»[650], – писал Эйнштейн своему старому другу Максу Борну в 1936 году. Гравитационные волны – рябь пространства-времени, которая возникает при столкновениях сверхплотных звезд и других масштабных событиях и со скоростью света распространяется от места породившей ее космической катастрофы, – были уникальным предсказанием общей теории относительности; в ньютоновой теории гравитации ничего подобного не было. Но математические странности новой теории сбили Эйнштейна и его сотрудника Розена с пути. Они опубликовали статью, в которой утверждали,