Ли Смолин - Возвращение времени. От античной космогонии к космологии будущего

Южноафриканский физик Джордж Ф. Р. Эллис указал на интересное следствие [95]. Если струнных теорий с небольшой отрицательной величиной космологической постоянной бесконечно много, а с небольшой положительной космологической постоянной – конечное число, следует ждать, что измеренная космологическая постоянная небольшая и отрицательная. Если ее фактическое значение случайно распределено в мультивселенной, то мы, вероятнее всего, живем во Вселенной с отрицательным значением постоянной: их бесконечно больше, чем Вселенных с положительным значением. Это редкий случай надежного предсказания теории струн. Если принять эти предсказания всерьез, то теория неверна, поскольку измеренное значение космологической постоянной является положительным.

Некоторые теоретики предупреждают, что в струнных теориях нас ждут удивительные открытия, так как может быть обнаружен класс бесконечного числа струнных теорий с положительными значениями космологической постоянной. Другой ответ основан на антропном принципе: Вселенные с отрицательным значением космологической постоянной, которые описаны Тейлором и его коллегами, следует исключить из рассмотрения, потому что они непригодны для жизни [96]. Однако единственно необходимое для того, чтобы бесконечное число Вселенных с отрицательной космологической постоянной доминировало над конечным числом Вселенных с положительной постоянной, – это чтобы любая конечная часть первой группы была пригодна для жизни.

Проблема с антропными космологиями следующая: вы всегда можете манипулировать предположениями, когда имеете дело с теоретическими понятиями вроде других Вселенных, в принципе не наблюдаемых [97]. Мы не можем проверить гипотезу о бесконечном числе Вселенных и не можем рассчитать, как распределены свойства среди них. Мы можем спорить, есть ли жизнь во Вселенных, отличных от нашей, но не можем это проверить.

Различие между антропными теориями и теориями естественного отбора можно продемонстрировать на примере космологической постоянной. Как уже отмечалось, эта важная физическая константа была измерена и имеет крошечное положительное значение – в единицах планковской шкалы равное 10 –120]. Загадка в том, почему эта величина так мала. Здесь важно учитывать, что если увеличить космологическую постоянную относительно ее наблюдаемого значения, сохранив все остальные константы, вскоре она достигнет значения, при котором Вселенная расширяется настолько быстро, что галактики не успевают формироваться. Назовем это значение критическим . Оно примерно в 20 раз выше наблюдаемого. Почему это важно?

1) Галактики необходимы для жизни. Иначе не формируются звезды, а без звезд нет углерода и энергии, необходимой для возникновения сложных структур, в том числе жизни, на планетах.

2) Вселенная полна галактик.

3) Но, поскольку галактики образуются, космологическая постоянная должна быть меньше критического значения.

4) Следовательно, антропный принцип утверждает, что космологическая постоянная должна быть меньше критического значения.

Заметили ошибку? Пункт № 1 справедлив, но не играет роли в аргументации. Она начинается с пункта № 2. Тот факт, что во Вселенной множество галактик, видно из наблюдений. Не имеет значения, возможна без них жизнь или нет. Итак, пункт № 1 можно вычеркнуть. Однако именно он – единственное место в аргументации, где упоминается антропный принцип. Если мы вычеркиваем № 1, антропный принцип не играет никакой роли. Итак, верный вывод – следующий:

4) Следовательно, тот наблюдаемый факт, что Вселенная полна галактик, подразумевает, что космологическая постоянная должна быть меньше критического значения.

Выяснить, ошибочен ли довод, можно, предположив, что космологическая постоянная выше критического значения. Мы не будем оспаривать неуместный пункт № 1. Мы не поставили под сомнение пункт № 2: это факт. Мы могли бы оспаривать лишь умозрительный № 3. Может быть, наш расчет критического значения ошибочен.

В 1987 году Стивен Вайнберг придумал гениальное объяснение низкому значению космологической постоянной, которое не связано с этим заблуждением, но по-прежнему использует антропный принцип [98]. Оно выглядит примерно так. Предположим, что наша Вселенная – одна из огромного набора, в котором значение космологической постоянной случайно распределено между нулем и единицей [99]. Поскольку мы требуем от галактик благоприятных для жизни условий, мы должны обитать в одной из Вселенных с космологической постоянной ниже критического значения. Но мы могли бы жить в любой из них. Ситуация такова, как если бы космологическая постоянная представляла собой случайно выбранное число между нулем и критическим значением. Следовательно, маловероятно, что величина нашей космологической постоянной гораздо меньше критического значения, потому что ничтожная доля чисел в гипотетической шляпе со случайными числами будет иметь настолько малую величину. В нашей Вселенной следует ожидать космологической постоянной того же порядка, что и критическое значение, потому что существует гораздо больше цифр примерно то же масштаба, чем цифр много меньших.

Вайнберг предсказал, что космологическая постоянная должна быть ниже, но в пределах критического значения. Десять лет спустя, когда космологическая постоянная была измерена [100], она составила около 5 % критического значения. Это может произойти примерно в 1 случае из 20, что не так уж маловероятно. Многое в мире случается с вероятностью 1 к 20. Поэтому некоторые космологи утверждают, что успех предсказания Вайнберга может служить доказательством того, что мы живем в мультивселенной.

Проблема в том, что вывод о критическом значении, при превышении которого галактики перестают формироваться, верен, если космологическая постоянная – единственный настраиваемый параметр теории. Но в теориях ранней Вселенной есть и другие параметры, которые могут меняться. Если мы будем изменять некоторые их них одновременно с изменением космологической постоянной, аргумент потеряет силу [101].

Рассмотрим пример, в котором мы будем варьировать размер флуктуаций плотности, определяющий, насколько равномерно была распространена материя в ранней Вселенной. Если бы флуктуации были больше, космологическая постоянная смогла бы принимать значения гораздо выше критического и галактики по-прежнему образовывались бы в областях с большой плотностью, созданных в результате флуктуаций. В этом случае по-прежнему существует критическое значение для космологической постоянной, однако оно вырастает по мере увеличения масштаба флуктуации плотности материи.

Вы можете повторить аргументы, позволив и космологической постоянной, и размерам флуктуаций варьировать в популяции Вселенных. Теперь для каждой Вселенной выберем наугад (в диапазоне, в котором могут формироваться галактики) два числа – для космологической постоянной и для флуктуаций плотности [102]. Вероятность случайного выбора, когда оба числа принимают малые значения, снизилась с 1 к 20 до нескольких единиц к 100 тысячам [103].