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

N. Bostrom, Anthropic Bias (Ник Востром, "Антропный уклон"), Routeledge, New York, 2002.

Цитируется по: A.L Macay, A Dictionary of Scientific Quotations (А.Л. Maкей, "Словарь научных цитат"), Institute of Physics Publishing, Bristol, 1991, p. 244.

Дэвид Гросс (David Gross), цитируется no статье Денниса Овербая "Мириады вселенных? Или нашей повезло?" в газете "Нью-Йорк Тайме" (Dennis Overbye "Zillions of universes? Or did ours get lucky?", The New York Times , October 28, 2003).

Пол Стейнхардт (Paul Steinhardt), цитируется по статье "Холодный прием" Маркуса Чоуна (Marcus Chown, "Out in the cold", New Scientist , June 10, 2000).

Чтобы высота заметно изменилась, пьяница должен пройти большое расстояние вдоль очень пологого склона, Вселенная за это время испытает колоссальное расширение.

Неизвестно, существуют ли в действительности скалярные поля, постулируемые Линде. Мы вернемся к этому вопросу в главе 15.

Аргумент судного дня — захватывающий и противоречивый предмет. Более глубоко он обсуждается в книгах Джона Лесли "Конец света" (John Leslie, The End of the World , Routeledge, London, 1996) и Ричарда Готта "Путешествия во времени в эйнштейновской вселенной" (Richard Gott, Time Travel in Einstein's Universe , Houghton Mifflin Company, Boston, 2001).

В бесконечной вселенной коэффициент объема можно определить как долю, занятую областями данного типа. Но это определение приводит к неоднозначности. Чтобы проиллюстрировать природу проблемы, зададимся вопросом: какова доля нечетных чисел среди целых? Четные и нечетные числа чередуются в последовательности 1, 2, 3, 4, 5, ..., и можно подумать, что ответом, очевидно, будет половина. Однако целые числа можно упорядочить другим способом. Например, так: 1, 2, 4, 3, 6, 8, ... . Эта последовательность по-прежнему включает все целые числа, но теперь за каждым нечетным числом следует два четных, и кажется, что только треть целых чисел являются нечетными. Такого же рода неопределенность возникает при вычислении объемного коэффициента в моделях вечной инфляции. Чтобы справиться с этой проблемой, был предложен ряд интересных идей, но пока она остается неразрешенной.

Это, конечно, чрезмерное упрощение. Галактики бывают разных размеров — от карликовых до гигантских, с весьма различным числом звезд, а значит, и наблюдателей. Тем не менее абсолютное большинство звезд находится в гигантских галактиках, подобных нашей. Так что задачу можно решить, подсчитывая только такие галактики и не обращая внимания на остальные

Более серьезная проблема связана с тем, что плотность вещества и другие характеристики галактик могут меняться из-за вариаций бионейтральных констант. Например, если параметр плотности возмущений Q делается больше, галактики образуются раньше и имеют более высокую плотность вещества. Как результат, тесные сближения звезд, нарушающие орбиты планет и уничтожающие жизнь, становятся чаще. (На это указали Макс Тегмарк (MaxTegmark) и Мартин Рис в статье, опубликованной в 1998 году в Astrophysical Journal .) Даже если сближения не настолько тесны, чтобы влиять на планеты, они могут возмущать облака комет на окраинах звездных систем, посылая смертельные кометные дожди на внутренние планеты. Еще одна опасность в более плотных галактиках — это потенциально опустошительное воздействие близких взрывов сверхновых. Количественно оценить влияние всех этих факторов на плотность обитаемых звездных систем — крайне сложная, хотя в принципе разрешимая задача. Но пока в этом деле трудно пойти дальше порядковых оценок.

Антропная граница, полученная Вайнбергом, была слишком велика — примерно в 500 раз выше средней плотности вещества во Вселенной. В середине 1990-х наблюдательные данные уже говорили о том, что в нашей области пространства космологическая постоянная почти в 50 раз меньше. Кроме того, определение границы Вайнберга основывалось на данных о самых далеких галактиках, известных в конце 1980-х. На сегодня открыты еще более далекие галактики, и соответствующая граница была бы в 4 000 раз больше средней плотности вещества.

A. Vilenkin, "Predictions from quantum cosmology" (А. Виленкин, "Предсказания квантовой космологии"), Physical Review Letters , vol. 74, p. 846,1995.

Подход Эфстатиу несколько отличался от моего. Он предполагал, что мы типичны только среди ныне существующих наблюдателей (галактик), тогда как я считал нужным учитывать всех наблюдателей — современных, прошлых и будущих. Если мы действительно типичны и живем в ту же эпоху, что и большинство наблюдателей, эти методы должны давать сходные результаты, как фактически и получается. Но в общем случае выбор референтного класса наблюдателей, в котором мы ожидаем оказаться типичными, — это важный вопрос. Он подробно обсуждался философом Ником Бостромом.

Об этом мне рассказал Шон Кэрролл (Sean Carroll) из Чикагского университета.

На самом деле мощность сверхновых типа Ia несколько варьируется, вероятно, из-за различий в химическом составе белых карликов. Но эти вариации можно учесть, измеряя длительность вспышки: зависимость мощности от длительности хорошо изучена.

Доплеровское смещение — это изменение частоты электромагнитных волн при движении источника и приемника волн друг относительно друга. Если вы приближаетесь к источнику света, частота волн увеличивается, подобно тому как лодка встречает больше волн, когда движется им навстречу. Такой же эффект имеет место, когда источник света приближается к неподвижному наблюдателю: важно только их относительное движение. Подобным же образом частота света, испускаемого галактикой, становится ниже (свет смещается к красному концу спектра), когда она удаляется от наблюдателя.

В космологии Z традиционно используется для обозначения красного смещения.

Цит. по R. Krishner, The Extravagant Universe (P. Кришнер, "Экстравагантная Вселенная"), University Press, Princeton, 2002, p. 221.

Муханов — тот самый человек, который первым вычислил плотность возмущений, возникающих вследствие квантовых флуктуации в ходе инфляции (см. фото на рис. 6.5).

Здесь термин "Вселенная" используется в значении "видимая Вселенная", а "возраст Вселенной" — в смысле "время, прошедшее с момента Большого взрыва в нашей области пространства".

Возможность благодаря космологической постоянной избавиться от несоответствия возрастов старейших звезд и Вселенной отмечал еще в 1980-х годах Жерар де Вокулер (Gerard de Vaucouleurs). Позднее на это наряду с другими потенциальными преимуществами указывали Лоуренс Краусс (Lawrence Krauss) и Майкл Тернер (Michael Turner) в статье "Космологическая постоянная возвращается" ("The cosmological constant is back", General Relativity and Gravitation , vol. 27, p. 1137, 1995).