Юрий Артамонов - Ли Смолин. Возрожденное время: От кризиса в физике к будущему вселенной

Более того, гипотеза космологического естественного отбора делает некоторые реальные предсказания, которые фальсифицируются выполнимыми в настоящее время наблюдениями. Одно из них, что самые массивные нейтронные звезды не могут быть

к оглавлению

тяжелее определенного лимита. Идея в том, что сверхновая оставляет после взорвавшейся звезды центральную область. Это ядро коллапсирует или в нейтронную звезду, или в черную дыру. Что именно из них возникает, зависит от того, насколько велика масса ядра; нейтронная звезда может существовать, только если ее масса ниже определенной критической величины. Если космологический естественный отбор верен, эта критическая величина должна быть настроена настолько малой, насколько это возможно, поскольку, чем она меньше, тем больше будет сделано черных дыр.

Оказывается, что есть несколько возможностей, из чего могут быть сделаны нейтронные звезды. Одна возможность это просто нейтроны, в этом случае критическая масса могла бы быть скорее высокой, между 2,5 и 2,9 масс Солнца. Но другая возможность заключается в том, что центр нейтронной звезды содержит экзотические частицы, называемые каоны. Это должно понизить критическую массу по сравнению с чисто нейтронной моделью. Однако размеры этого понижения зависят от деталей теоретического моделирования; различные модели дают критическую массу где-то между 1,6 и 2 солнечных масс.

Если космологический естественный отбор верен, мы могли бы ожидать, что природа воспользовалась возможностью создать каоны в центре нейтронных звезд для снижения критической массы. Оказывается, что это могло бы быть сделано путем тонкой настройки массы каона до достаточно легкой; это может быть сделано, без влияния на темп формирования звезды, путем тонкой настройки массы странного кварка. Когда космологический естественный отбор был впервые предложен, самая тяжелая из известных нейтронных звезд имела массу менее 1,5 от массы Солнца. Но недавно была обнаружена нейтронная звезда, имеющая массу немногим менее двух масс Солнца. Это могло бы опровергнуть космологический естественный отбор, если масса каонно-нейтронных звезд находится на нижнем конце теоретического диапазона, но теория еще может соответствовать действительности, если правильный ответ находится на верхнем конце теоретической оценки, которая также равна двум массам Солнца.

Однако имеются менее точно измеренные нейтронные звезды, чья масса оценивается в две с половиной массы Солнца [6]. Если эти изыскания будут поддержаны более точными измерениями, космологический естественный отбор будет фальсифицирован [7].

Другое предсказание вытекает из размышлений о неожиданном свойстве ранней вселенной, заключающемся в ее экстремальной упорядоченности. Распределение

к оглавлению

материи в ранней вселенной, известное из наблюдений КМФ, лишь слабо варьируется от места к месту. Почему так было? Почему вселенная не началась с большими колебаниями плотности? Если имелись большие неоднородности плотности, более плотные регионы могли бы сколлапсировать прямо в черные дыры. Если вариации в плотности были достаточно большие, эти так называемые изначальные черные дыры могли бы заполнить раннюю вселенную, приведя ее к миру с намного б о льшим количеством черных дыр, чем в нашем собственном мире. Это, кажется, фальсифицирует предсказание космологического естественного отбора, что нет способа сделать малое изменение в параметрах законов физики, чтобы создать вселенную с большим количеством черных дыр, чем наша собственная.

Космологи описывают вариации в плотности материи параметром, называемым масштабом флуктуаций плотности. Это не параметр Стандартной Модели Физики Частиц, но имеются модели ранней вселенной, в которых есть настраиваемые параметры, которые могут повысить флуктуации плотности, и справедливо задать вопрос, не являются ли они несовместимыми с космологическим естественным отбором. В большинстве версий инфляции имеется параметр, который может быть увеличен, чтобы повысить уровень флуктуаций плотности и, тем самым, наводнить вселенную изначальными черными дырами. Но в некоторых из простейших инфляционных моделей увеличение этого параметра сокращает вселенную путем резкого ограничения времени, в течение которого вселенная может подвергаться инфляции. Итогом является намного меньшая вселенная, которая, хотя и заполнена изначальными черными дырами, в целом имеет намного меньше черных дыр, чем наша собственная вселенная [8]. Это означает, что космологический естественный отбор совместим только с простой теорией инфляции, которая не может устроить перепроизводство изначальных черных дыр. Если будет найдено подтверждение, что инфляция происходит способом, требующим более сложной теории, космологический естественный отбор должен быть исключен [9]. Следовательно, то, что нет такого подтверждения, является предсказанием космологического естественного отбора.

Конечно, правильной теорией очень ранней вселенной может оказаться не инфляция, но эти примеры служат для демонстрации того, что космологический естественный отбор уязвим перед опровержением со стороны открытия любого механизма, действующего в ранней вселенной, который может произвести много изначальных черных дыр [10].

Космологический естественный отбор немыслим вне контекста,

к оглавлению

в котором время реально. Одна из причин в том, что все, что необходимо заявить, это что наша вселенная имеет только преимущество относительной подгонки перед вселенными, отличающимися малым изменением в параметрах. Это очень слабое условие. Нам не надо допускать, что параметры нашей вселенной имеют б о льшую вероятность; вполне могут быть другие выборы параметров, приводящие к еще более плодородной вселенной. Все, что предсказывает сценарий, это что они не могут быть достигнуты за счет малых изменений в существующих величинах.

Таким образом, популяция вселенных может быть разнообразна, может состоять из множества видов, каждый из которых относительно плодороден по сравнению с другими, которые слегка отличаются. Набор видов вселенных будет непрерывно изменяться во времени, по мере того, как путем проб и ошибок открываются новые способы быть плодородной. Таким же образом работает биология. Нет максимально приспособленных видов, которые сохраняются навсегда; вместо этого каждая эра в истории жизни характеризуется различными наборами видов, которые все приспособлены относительно. Жизнь никогда не достигает равновесного или идеального состояния; она всегда развивается. Сходным образом, какие бы законы ни были типичными в популяции вселенных, они будут изменяться во времени, так что популяция развивается. Там, где конечное состояние, - в котором, один раз его достигнув, коктейль вселенных будет оставаться тем же самым - время должно будет прекратиться, и мы сможем сказать, что достигнуто вневременное равновесие. Но сценарий естественного отбора не предполагает или не подразумевает это. Время в сценарии космологического естественного отбора всегда присутствует.