Фундаментальным постулатом теории Эйнштейна, названной теорией относительности, было утверждение, что законы науки должны быть одинаковыми для любого движущегося наблюдателя независимо от его скорости. Это было справедливо и для законов движения Ньютона, но теперь Эйнштейн распространил эту идею и на теорию Максвелла. Другими словами, раз из теории Максвелла неизбежно вытекает постоянство скорости света, то измерения, выполненные любым движущимся равномерно и прямолинейно наблюдателем, должны дать одно и то же значение скорости света независимо от того, перемещается ли наблюдатель в направлении источника излучения или от него, и независимо от скорости движения наблюдателя. Это простая идея позволила объяснить – без привлечения какого-либо эфира или другой предпочтительной системы отсчета – смысл скорости света в уравнениях Максвелла, но при этом из нее вытекали и другие следствия, зачастую противоречащие нашим интуитивным представлениям.
Например, из одинаковости скорости света для всех наблюдателей следует необходимость изменения наших представлений о времени. Давайте снова представим себе несущийся на большой скорости поезд. Как мы уже установили в главе 4, с точки зрения играющего с мячиком для пинг-понга пассажиром путь мячика составил всего несколько десятков сантиметров, а с точки зрения наблюдателя на платформе этот же самый мячик преодолел расстояние около 40 метров. Точно так же если пассажир поезда посветит фонариком, то с точки зрения двух наблюдателей свет пройдет разные расстояния. Поскольку скорость равна расстоянию, деленному на время, то раз с точки зрения расстояния двух наблюдателей пройденные светом расстояния различаются, то единственный способ получить одинаковую скорость – это признать, что и промежутки времени между одной и той же парой событий различны для разных наблюдателей. Другими словами, в теории относительности нам придется расстаться с представлением об абсолютном времени! Теперь у каждого наблюдателя свое течение времени в соответствии с имеющимися при нем часами, и даже совершенно одинаковые часы у разных наблюдателей не обязаны отмерять одинаковое время между двумя событиями.
В теории относительности отпадает необходимость в эфире, присутствие которого, как показал эксперимент Майкельсона и Морли, невозможно обнаружить. Вместо этого теория относительности требует от нас фундаментального изменения наших представлений о пространстве и времени. Мы должны признать, что время не является чем-то совершенно отдельным от пространства, но образует с ним единое целое под названием пространство-время. Эти идеи не так то легко переварить. Физикам потребовалось несколько лет, чтобы окончательно признать теорию относительности. То, что Эйнштейн смог придумать такую теорию, свидетельствует о его потрясающем воображении. А то, что он смог делать из нее надлежащие выводы, несмотря на их кажущуюся противоречивость, свидетельствует о его уверенности в своих логических построениях.
Наш повседневный опыт говорит нам, что положение точки в пространстве можно писать тремя числами или координатами. Например, мы можем сказать о точке в комнате, что она расположена в семи метрах от одной стены, трех метрах от другой стены и на высоте пяти метров над полом. Или например, можно сказать, что некая точка расположена на определенной широте и долготе и на определенной высоте над уровнем моря. Мы можем использовать любые три подходящие координаты, хотя, конечно, в каждом конкретном случае их практическая применимость ограничена. Например, не очень-то удобно определять положение Луны, указав ее расстояние в километрах к северу и к западу от цирка Пикадилли и высоту в метрах над уровнем моря. Положение Луны лучше описывать через ее расстояния от Солнца и от плоскости орбит планет и угол между линией, соединяющей Луну и Солнце, и линией, соединяющей Солнце с ближайшей к нему звездой Проксима Центавра. Но такие координаты не очень годятся для описания положения Солнца в нашей Галактике или положения нашей Галактики в Местной группе галактик. В сущности, всю Вселенную можно описать как набор взаимно перекрывающихся областей, в каждой из которых можно использовать свою систему координат для определения положения заданной точки.
