Алекс Виленкин - Мир многих миров. Физики в поисках иных вселенных.

Несколько месяцев спустя команда Supernova Cosmology Project сообщила об очень похожих результатах. Как выразился руководитель этой группы Сол Перлмуттер (Saul Perl-mutter), результаты двух команд находились "в отчаянном согласии".

Открытие породило в физическом сообществе настоящую взрывную волну. Некоторые просто отказывались верить полученным результатам. Слава Муханов [117]предложил мне поспорить на бутылку бордо, что свидетельства космологической постоянной вскоре бесследно исчезнут. Когда в итоге Муханов выставил бутылку, мы вместе насладились вином, и, похоже, присутствие космологической постоянной не повлияло на его букет.

Было также предположение, что на яркость сверхновых могут влиять факторы, отличные от расстояния. Например, если бы свет рассеивался частицами пыли в межгалактическом пространстве, сверхновые выглядели бы более тусклыми, вводя нас в заблуждение и заставляя думать, что они находятся дальше, чем есть. Эти сомнения были рассеяны спустя несколько лет Адамом Райессом (Adam Riess) из Института космического телескопа в Балтиморе, который изучал самую далекую сверхновую, известную на тот момент, — SN 1997ff. Если бы ослабление было вызвано экранирующей пылью, эффект лишь возрастал бы с расстоянием. Но эта сверхновая была ярче , а не слабее, чем должна быть в "пограничной" Вселенной, которая не ускоряется и не тормозится. Объяснение состояло в том, что она взорвалась через 3 миллиарда лет ПБВ, в эпоху, когда энергия вакуума еще не доминировала, и ускоренное расширение не началось.

По мере того как свидетельства в пользу ускоренного расширения становились все сильнее, космологи начинали понимать, что с определенной точки зрения возвращение космологической постоянной — не такая уж плохая вещь. Во-первых, как говорилось в главе 9, она обеспечивает недостающую массу, делая общую плотность Вселенной равной критической. А во-вторых, она разрешает давнюю проблему несоответствия космических возрастов. Возраст Вселенной, вычисленный без космологической постоянной, оказывался меньше возраста самых старых звезд. Если же космологическое расширение ускоряется, значит, в прошлом оно шло медленнее, и Вселенной потребовалось больше времени, чтобы расшириться до своего нынешнего размера. [118]Космологическая постоянная делает Вселенную старше, устраняя несоответствие возрастов. [119]

Итак, спустя всего несколько лет после открытия космологического расширения было уже трудно представить себе, как мы вообще могли без него жить. И сегодня дебаты сместились к вопросу о том, что же оно собой представляет.

Наблюдавшееся значение плотности энергии вакуума — примерно втрое превосходящее среднюю плотность вещества — в первом приближении соответствовало значениям, которые тремя годами раньше были предсказаны на основе принципа заурядности. Обычно физики считают успешные предсказания сильным доводом в пользу теории. Но в этот раз они не спешили признавать антропную аргументацию. В первые годы после открытия многие физики прикладывали неимоверные усилия в попытках объяснить ускоренное расширение без обращения к антропным аргументам. Самой популярной среди этих попыток была модель квинтэссенции, разработанная Полом Стейнхардтом (Paul Steinhardt) с коллегами. [120]

Идея квинтэссенции состоит в том, что энергия вакуума не постоянна, а постепенно убывает с расширением Вселенной. Ныне она так мала потому, что Вселенная весьма стара. Точнее говоря, квинтэссенция — это скалярное поле, энергетический ландшафт которого будто специально спроектирован для скоростного лыжного спуска (рис. 14.3). Предполагается, что в ранней Вселенной поле было высоко на холме, но к настоящему времени скатилось вниз, что соответствует низкой плотности энергии вакуума.

Рис. 14.3. Энергетический ландшафт квинтэссенции.

Недостаток этой модели состоит в том, что она не решает загадку совпадения — почему современная плотность энергии вакуума оказалась сравнимой с плотностью вещества (см. главу 12). Форму энергетического холма можно подобрать так, чтобы это произошло, но это будет простой подгонкой, а не объяснением данных. [121]

С другой стороны, антропный подход предлагает естественное решение. Согласно принципу заурядности, большинство наблюдателей живет в таких областях, где плотность материи сравнялась с космологической постоянной как раз вблизи эпохи образования галактик. Формирование гигантских спиральных галактик, подобных нашей, завершилось в относительно недавнем космологическом прошлом — примерно через несколько миллиардов лет ПБВ. [122]С тех пор плотность вещества стала ниже, чем у вакуума, но не намного (в нашей области — примерно в три раза). [123]

Несмотря на многочисленные попытки, никакого другого способа правдоподобно объяснить это совпадение предложено не было. Постепенно коллективное сознание физиков стало привыкать к мысли, что антропная картина мира может закрепиться надолго.

Нетрудно понять, почему многие физики не хотят мириться с антропным объяснением. Стандарты точности в физике очень высоки, можно сказать, неограниченны. Впечатляющий пример дает вычисление магнитного момента электрона. Электрон можно рассматривать как крошечный магнит. Его сила характеризуется магнитным моментом, который впервые вычислил Поль Дирак в 1930-х годах. Результат очень точно согласовывался с экспериментом, но физики вскоре поняли, что имеется небольшая поправка к дираковскому значению, вызванная квантовыми флуктуациями вакуума. В результате началась гонка между теоретиками, которые выполняли все более точные расчеты, и экспериментаторами, измерявшими магнитный момент с все более и более высокой точностью. Самый последний результат измерений дает для поправочного множителя значение 1,001159652188 с погрешностью в последней цифре. Теоретическое значение еще точнее. Удивительно, что согласие между этими двумя величинами наблюдается до 11 -го знака после запятой. На самом деле, если бы такого согласия не было, пусть даже расхождение наблюдалось бы только в 11 -м знаке, это стало бы сигналом тревоги, указывающим на пробел в нашем понимании электрона.

Антропные предсказания не таковы. Самое большее, на что мы можем надеяться, — это вычислить колоколообразную статистическую кривую. Но даже если рассчитать ее очень точно, мы сможем предсказать только диапазон, в который значение попадет с заданной вероятностью. Дальнейшее совершенствование вычислений не приведет к впечатляющему повышению точности предсказаний. Если наблюдаемая величина попадет в предсказанный интервал, все равно еще надолго останутся сомнения, не произошло ли это в результате чисто случайного совпадения. В случае же промаха можно допустить, что теория все же верна, просто нам довелось оказаться в числе немногих наблюдателей в хвостах колоколообразной кривой.