Сталося це не тому, що ідеї Ньютона відповідали якомусь вже наявному метафізичному критерію наукової теорії. Це було не так. Вони не давали відповіді на запитання про мету, що були центральні в Арістотелевій фізиці. Але вони забезпечили універсальні принципи, що дали можливість розв’язати багато проблем, які раніше здавалися загадковими. Тож ідеї Ньютона забезпечили незаперечну модель того, якою фізична теорія має й може бути.
Це є прикладом своєрідного дарвінівського природного добору в історії науки. Ми отримуємо велике задоволення, коли щось успішно пояснюємо, як колись Ньютон пояснив закони планетарного руху Кеплера та багато чого іншого. Наукові теорії та методи, що збереглися до наших днів, ті, що забезпечують таке задоволення, навіть якщо вони й не відповідають якійсь наявній раніше моделі того, як потрібно творити науку.
Заперечення теорій Ньютона послідовниками Декарта та Лейбніца наводить на думку про мораль наукових практик: завжди небезпечно просто відкидати якусь теорію, що має стільки дивовижних успіхів у поясненні результатів спостережень, як мала ньютонівська. Успішні теорії можуть працювати з причин, незрозумілих навіть їхнім творцям, і вони завжди виявляються наближеннями до якихось успішніших теорій у майбутньому, але ніколи не бувають просто помилками.
Цю мораль не завжди брали до уваги у XX столітті. 1920-ті роки ознаменувалися появою квантової механіки – радикально нової конструкції фізичної теорії. Замість обчислення траєкторій планети або частинки, обчислюють еволюцію хвиль імовірності, інтенсивність яких у будь-якому місці та часі говорить нам про імовірність виявлення планети або частинки. Відмова від детермінізму так налякала деяких засновників квантової механіки, включно з Максом Планком, Ервіном Шредінґером, Луї де Бройлем та Альбертом Ейнштейном, що вони більше вже не розробляли теорії квантової механіки, крім того, щоб вказати на неприйнятні наслідки цих теорій. Деяка критика квантової механіки з боку Шредінґера та Ейнштейна спровокувала тривогу та продовжує турбувати нас сьогодні, але до кінця 1920-х років квантова механіка стала вже такою успішною в поясненні властивостей атомів, молекул та фотонів, що її довелося сприймати серйозноно. Заперечення теорій квантової механіки цими фізиками означало, що вони не змогли взяти участь у великому прогресі в розвитку фізики твердих тіл, атомних ядер та елементарних частинок 1930-х та 1940-х років.
Як і квантова механіка, теорія Сонячної системи Ньютона забезпечила те, що пізніше назвали Стандартною моделлю. Я запровадив цей термін у 1971 році21, щоб описати теорію будови та еволюції розширюваного Всесвіту в її тодішньому вигляді, пояснюючи:
Звісно, стандартна модель може бути частково або повністю неправильна. Однак її важливість полягає не в безперечній правильності, а в загальній точці перетину, яку вона забезпечує для величезного різноманіття космологічних даних. Розглядаючи ці дані в контексті стандартної космологічної моделі, ми можемо почати визнавати їхню космологічну важливість, яка б модель зрештою не виявилася правильною.
Трохи згодом я та інші фізики почали використовувати термін «Стандартна модель» також у контексті нашої нової теорії елементарних частинок та їхніх різноманітних взаємодій. Звісно, послідовники Ньютона не використовували цього терміна, говорячи про ньютонівську теорію Сонячної системи, але цілком могли б це робити. Ньютонівська теорія, безумовно, забезпечила загальну точку перетину для астрономів у спробі пояснити спостереження, що виходять за межі законів Кеплера.
Методи застосування теорії Ньютона до задач, що включають більше ніж два тіла, розробляли багато авторів наприкінці XVIII й на початку XIX століття. Серед них було одне нововведення великої майбутньої важливості, яким займався особисто П’єр-Сімон Лаплас на початку XIX століття. Замість додавати сили тяжіння, які виявляють усі тіла в якійсь сукупності на кшталт Сонячної системи, варто обчислювати «поле» – стан простору, що в кожній точці дає величину та напрямок прискорення, породженого всіма масами в цій сукупності. Щоб обчислити поле, потрібно розв’язати певні диференційні рівняння, яким воно відповідає (ці рівняння задають умови того, як змінюється поле, коли точка, у якій його вимірюють, рухається в будь-якому з трьох перпендикулярних напрямків.) Такий підхід робить майже тривіальним доведення теореми Ньютона, що сили тяжіння, прикладені за межами якоїсь сферичної маси, обернено пропорційні квадрату відстані від центра сфери. Ще важливіше, як ми побачимо в розділі 15, що поняття поля відіграло ключову роль у розумінні електрики, магнетизму та світла.