Возвращение времени. От античной космогонии к космологии будущего Смолин Ли

Глава 8

Космологическое заблуждение

До сих пор мы следовали дорогой мистики, стремясь выйти за пределы своего привязанного к времени опыта и открыть вечные истины. Мы узнали о значительном успехе ньютоновой парадигмы и увидели, что этот успех дался нам ценой устранения времени из физики. Далее мы увидим, что все-таки не должны платить эту цену: ньютонова парадигма к Вселенной в целом неприменима. Нам нужна новая теория, в которой реальность времени является центральным элементом.

Вернемся к истокам науки и обратимся к Анаксимандру (ок. 610–546 гг. до н. э.). Он первым стал искать причины природных явлений в самой природе, а не в капризах богов[58]. В те времена даже самые знающие считали себя обитателями Вселенной, ограниченной двумя плоскостями. Под их ногами лежала земля, простирающаяся во все стороны. Над головой было небо. Во Вселенной существовало одно выделенное направление: вниз. Основной закон природы, подтвержденный опытом, гласил: все падает. Единственным исключением было небо и закрепленные там небесные тела.

Когда люди попытались распространить этот закон на Вселенную, они столкнулись с парадоксом: если все, что не закреплено на небе, падает, то почему не падает Земля? Ее должно что-нибудь поддерживать. Одна из гипотез гласила, что Земля покоится на спине гигантской черепахи. Но что тогда поддерживает черепаху? Бесконечная башня, сложенная из черепах?

Анаксимандр понял: чтобы создать успешную теорию Вселенной и избежать reductio ad absurdum [доведения до абсурда] – бесконечной башни из черепах, – необходима концептуальная революция. Он выдвинул идею, вполне очевидную для нас, но шокировавшую современников философа: “вниз” – значит “по направлению к Земле”. Дело не в том, что все предметы падают вниз, а в том, что все предметы падают на Землю. Это позволило бы Анаксимандру сделать еще одно революционное открытие: что Земля круглая. Но он этого шага не сделал. И все же переопределение “вниз” освободило путь представлению о Земле как о теле, парящем в пространстве. Анаксимандр предположил, что небо вокруг Земли: и под ногами, и над головой.

Это понимание существенно упростило космологию. Тот очевидный факт, что Солнце, Луна и звезды восходят на востоке и заходят на западе, мог быть объяснен суточным вращением. Уже не было необходимости ежеутренне “порождать” Солнце и ежевечерне “убивать” его. После заката Солнце возвращается в исходную точку, скрытно проделав путь у нас под ногами. Представьте себе восхищение людей в тот момент, когда пришло понимание этого! Это избавило их от вечного беспокойства о том, что дух, ответственный за рождение Солнца, может в одно прекрасное утро проспать или просто оставить свой пост. Вклад в науку Анаксимандра был, возможно, гораздо значительнее, нежели вклад Коперника: он избавил людей от необходимости объяснять, на чем покоится Земля.

Философы, желавшие знать, на чем покоится Земля, ошибочно применяли локальный закон к Вселенной целиком. Их Вселенная содержала Землю и небо, а мы живем в бесконечном космосе с галактиками, но впадаем в ту же ошибку, и следствием ее является бесконечная путаница в современной космологии. Хотя, кажется, нет ничего естественнее применения к Вселенной закона или принципа, который мы успешно применяем в мире подсистем, это значит впасть в космологическое заблуждение.

Вселенная отличается от любой своей части. Это не просто сумма частей. Все свойства объектов во Вселенной следует понимать с позиции их связи или взаимодействия с другими объектами. Но сама Вселенная есть сумма всех отношений, и она не может обладать свойствами, определяемыми отношением к другому, подобному ей объекту.

Земля во Вселенной Анаксимандра – единственное, что не падает, поскольку это то, куда все падает. Точно так же Вселенная единственная не может быть объектом воздействия ничего внешнего по отношению к ней, потому что она и есть сумма всех действий.

Если уместно сравнение современной и древнегреческой науки, то из-за распространения локальных законов на Вселенную возникают парадоксы. Мы со своей верой в ньютонову парадигму не в состоянии найти ответ на два простых вопроса:

а) Почему именно эти законы? Во Вселенной действует определенный набор законов. Как были отобраны эти законы из всех, которые также, возможно, могли управлять миром?

б) Вселенная образовалась в результате Большого взрыва с определенным набором начальных условий. Почему именно этот набор? Пусть мы установили законы, но есть еще бесконечное количество начальных условий, при которых Вселенная могла образоваться. Как выбраны реальные исходные условия из бесконечного множества возможностей?

Оставаясь в рамках ньютоновой парадигмы, невозможно даже начать отвечать на два этих фундаментальных вопроса, поскольку законы и начальные условия аксиоматичны по отношению к парадигме. Если физика останется в рамках ньютоновой парадигмы, мы никогда не получим ответ.

Мы привыкли считать, будто знаем, откуда берутся эти законы. Многие теоретики считали, что только одна математически последовательная квантовая теория может объединить четыре основные силы природы (электромагнетизм, сильные и слабые ядерные силы, гравитацию). Но если бы это было так, то ответ на вопрос, почему мы имеем дело с данными законами, гласил бы: лишь один из возможных наборов физических законов может породить мир, подобный нашему.

У нас достаточно доказательств, что теории, включающей все известное о природе (по сути, теории, согласующейся с общей теорией относительности и квантовой механикой), не существует. В последние 30 лет наблюдается прогресс в теории квантовой гравитации. Ученые пришли к выводу, что мир, описываемый здесь в рамках всех подходов, не уникален. Наиболее развитым подходом в квантовой гравитации является петлевая квантовая гравитация, но и она допускает возможность широкого выбора элементарных частиц и сил.

То же справедливо и в отношении теории струн, которая, как ожидается, объединит теорию гравитации и квантовую физику. Есть свидетельства существования бесконечного количества струнных теорий, и многие из них зависят от большого набора параметров: чисел, которые могут быть заданы вручную и принимать любые значения, какие мы выберем. Все эти теории кажутся одинаково самосогласованными математически.

Подавляющее их число описывает миры со спектром элементарных частиц и сил, примерно соответствующих нашему миру. Однако сейчас нет ни одной теории струн, которая включала бы стандартную модель физики элементарных частиц (СМ). Сначала теория струн внушала надежду, что она станет уникальной фундаментальной теорией, точно воспроизводящей СМ и позволяющей делать предсказания для наблюдений за ее пределами. Но в 1986 году Эндрю Строминджер разрушил эти надежды, обнаружив, что теория струн имеет огромное количество версий[59]. Это побудило меня заняться проблемой отбора законов в нашей Вселенной и привело к концепции реальности времени.

Но – хватит о неразрешимых вопросах. А что насчет дилеммы?[60] Оказывается, дилемма содержится уже в понятии закона в ньютоновой парадигме. Когда мы говорим о “законе”, речь идет о множестве случаев. Если что-либо произошло один раз, это просто наблюдение. Но любое применение закона в любой части Вселенной предполагает приближение (как мы увидели в главе 4), потому что приходится пренебрегать всеми взаимодействиями между этой частью и остальной Вселенной. И многие подтверждаемые экспериментально случаи действия закона являются приближениями.

Чтобы применить закон природы без приближения, мы должны применить его ко всей Вселенной. Но ведь существует лишь одна Вселенная, и в таком случае у нас нет достаточных доказательств того, что некий закон природы здесь применим. Это можно назвать космологической дилеммой.

Космологическая дилемма не мешает нам применять законы природы (например, ОТО или законы Ньютона) к подсистемам Вселенной. Они работают практически во всех случаях и поэтому-то и называются законами. Но каждое из таких приложений закона является аппроксимацией, основанной на фантастическом предположении об отсутствии влияния остальной Вселенной на подсистему[61]. Также ничто не мешает нам представить, что история нашей Вселенной – это решение, найденное в теории, такой как ОТО, и мир в ней описывает СМ. Но это нисколько не объясняет, почему именно данное решение было выбрано и затем реализовано в природе. И ни одно найденное решение не доказывает то, что существующие законы природы представляют собой комбинацию ОТО и СМ, потому что любое решение является приближением для множества законов[62].

Чтобы показать, чем закон отличается от наблюдения, рассмотрим пример. В семье один ребенок, Мира, и она любит мороженое – шоколадное. Впервые она попробовала именно шоколадное мороженое и с тех пор предпочитает его всем другим сортам. Родители Миры считают, что есть закон природы, в силу которого все дети любят мороженое. Но, не имея возможности наблюдать за другими детьми, они не могут убедиться в этом. Отец Миры верит и в закон, гласящий: дети предпочитают шоколадное мороженое. У матери другая гипотеза: дети предпочитают тот сорт, который впервые попробовали.

Обе гипотезы согласуются с данными. Родители Миры делают предсказания, которые могут быть проверены путем опроса других родителей. Следовательно, обе гипотезы могут считаться законами. Но предположим, что Мира – единственный ребенок на планете. В этом случае нет возможности проверить, являются ли гипотезы ее родителей законами.

Исходя из собственных познаний в биологии человека, родители Миры могут заявить, что дети любят все, сделанное из сахара и молока. Но здесь они опираются на знания, полученные в результате изучения многих людей. И здесь аналогия перестает работать, поскольку в космологии мир лишь один. В науке Вселенная не может считаться единичным экземпляром из класса, потому что ни одно утверждение в отношении свойств этого класса нельзя проверить.

Теперь пример из физики. Первый закон движения Ньютона, гласящий, что все свободные частицы движутся по прямой, многократно подтвержден. Но каждый случай приблизителен, потому что ни одна частица во Вселенной не может быть подлинно свободной. Все частицы испытывают гравитационное воздействие со стороны всех остальных тел. Если бы мы хотели проверить закон точно, у нас не было бы возможности применить его.

Первый закон Ньютона в лучшем случае может служить приближением к другому, более точному закону. И действительно, он является частным случаем второго закона Ньютона, описывающего движение частицы под воздействием сил. Очень интересно: каждая частица во Вселенной гравитационно притягивает любую другую. Есть также силы, действующие между каждой парой заряженных частиц. Сил слишком много, чтобы их все можно было учесть. Чтобы проверить, является ли второй закон Ньютона точным, и предсказать движение лишь одной частицы, нам придется учесть более 10⁸⁰ сил.

На практике, конечно, мы не можем сделать ничего подобного. Мы учитываем взаимодействие с одним или несколькими близлежащими телами и пренебрегаем всеми остальными. В случае притяжения, например, мы можем обосновать пренебрежение взаимодействием с далекими телами, потому что их влияние мало. (Это не так очевидно. Хотя взаимодействие с далекими частицами слабее, число далеко расположенных тел многократно превышает количество тел, расположенных вблизи.) В любом случае, никто не пытается проверить, является ли второй закон Ньютона абсолютно верным. Мы проверяем лишь приближение к нему.

Другая серьезная проблема, связанная с экстраполяцией ньютонова понятия “закон” на мироздание, заключается в том, что существует одна бесконечная Вселенная – и множество вариантов начальных условий. Этому соответствует бесконечное количество решений уравнений предполагаемого космологического закона – решений, описывающих бесконечное множество возможных Вселенных. Но реальная Вселенная лишь одна.

Уже то, что у закона бесконечное число решений, заставляет заключить, что его следует применять к подсистемам Вселенной, наличествующим в огромном количестве версий. Полнота природы соответствует множеству решений. Поэтому, когда мы применяем закон к небольшой подсистеме Вселенной, свобода выбора начальных условий превращается в необходимую часть успеха приложения закона.

По той же причине, когда мы применяем закон, имеющий бесконечное число решений, к такой уникальной системе, как Вселенная, многое становится необъяснимым. Свобода выбора начальных условий обращается из преимущества в недостаток: возникают вопросы о Вселенной, на которые не отвечает теория, выражаемая этим законом (например, вопросы о любом свойстве Вселенной, зависящем от выбора начальных условий). Что думать о всех других историях, которые также являются решениями гипотетического космологического закона, но которые не происходят во Вселенной? Почему среди бесконечного числа решений лишь одно реализуется? Эти рассуждения приводят к выводу: мы ошиблись в том, какие законы природы могут работать на космологических масштабах. Тому есть три причины:

1) Утверждение, что закон распространяется на космологические масштабы, подразумевает огромное количество информации о предсказаниях, касающихся несуществующих Вселенных. Следовательно, для описания Вселенной необходимо нечто гораздо более слабое, нежели закон. Нам не нужны экстравагантные объяснения, опирающиеся на предсказания, которые нельзя проверить. Вполне достаточно объяснения, которое учитывает лишь то, что на самом деле происходит в нашей – единственной – Вселенной.

2) Обычные законы не могут объяснить, почему решение, которое описывает нашу Вселенную, единственно и описывает именно наш вариант мироздания.

3) Закон не может объяснять сам себя. Он не предлагает разумного обоснования, почему в природе реализуется именно этот, а не какой-либо другой закон.

Так что обычные законы природы применительно к Вселенной объясняют слишком много – и в то же время недостаточно.

Единственный способ избежать этих проблем – найти методы, выходящие за рамки ньютоновой парадигмы, новую парадигму, применимую в масштабах Вселенной. Если мы не хотим, чтобы физика уступила место мистике, мы должны изменить ее методы.

Доводы в пользу устранения времени из физики основаны на предположении, что ньютонова парадигма может быть распространена на Вселенную. Если это не так, то доводы за устранение времени утрачивают силу. Отказываясь от ньютоновой парадигмы, придется отказаться и от этих доводов. И тогда можно предположить, что время реально. Можем ли мы предложить истинную космологическую теорию, если мы примем реальность времени? Ниже я расскажу, почему ответ на этот вопрос – да.

Глава 9

Космологическая задача

Величайшие теории XX века в физике – теория относительности, квантовая теория, стандартная модель – являют собой вершины этой науки. У них прекрасные математические выражения, позволяющие делать предсказания для экспериментов, которые подтверждались неоднократно и с высокой точностью. И все же они не могут претендовать на фундаментальность. Их расширение до описания всего мироздания затрудняет общая черта: каждая из указанных теорий делит мир на две части: первая с течением времени изменяется, а вторая предполагается неизменной. Первая часть – это изучаемая система, степени свободы которой меняются. Вторая соответствует остальной Вселенной, и мы можем назвать ее фоном для первой части.

Эта вторая часть не может быть описана, однако она неявно присутствует в условиях, которые придают смысл движению, описываемому в первой части. Измерение расстояний неявно подразумевает существование неподвижных точек отсчета и инструментов. Указание времени подразумевает существование часов вне системы, в которой измеряется время.

В главе 3 мы обсуждали игру в мяч. Его положение приобретает смысл относительно положения в пространстве, где находится Дэнни. Движение определяется с помощью часов, которые, как предполагается, идут равномерно. И Дэнни, и часы находятся за пределами системы, описанной конфигурационным пространством, и, как предполагается, являются статическими. Без этих фиксированных точек отсчета мы не знали бы, как сравнить предсказания теории с данными эксперимента.

Деление мира на динамическую и статическую части – это фикция, но она очень полезна, когда речь идет о небольшой части Вселенной. Вторая часть, статическая, как предполагается, состоит из других динамических объектов за пределами системы. Игнорируя ее динамику и эволюцию, мы определяем рамки, в которых открываем для себя простые законы.

Для большинства теорий, кроме общей теории относительности (ОТО), статический фон включает геометрию пространства и времени, а также выбор законов, которые полагаются неизменными. Даже ОТО, в которой описывается динамическая геометрия, предполагает другие статические конструкции, например топологию и размерность пространства[63].

Это деление на динамическую часть и фон является неотъемлемой частью ньютоновой парадигмы. И оно же делает указанную парадигму непригодной для применения в масштабе Вселенной. Нет и не может быть статичной части, поскольку все во Вселенной меняется, и нет ничего вне ее, ничто не может служить фоном, на котором происходит измерение движения. Поиск способа преодоления этого барьера можно назвать космологической задачей. Она требует от нас теории, осмысленно применимой для описания всей Вселенной, теории, в которой динамический объект определяется через другие динамические объекты и где просто нет места статическому фону. Такие теории называются фононезависимыми[64].

Мы видим, что космологическая дилемма встроена в ньютонову парадигму: то, что обеспечило успех теории на меньших масштабах (включая зависимость от статического фона и тот факт, что один и тот же закон имеет бесконечное количество решений), превращается в причину ее неприменимости как основы космологии.

Успех физики привел к первой попытке изучения космологии с научной точки зрения. Неудивительно, что один из способов разрешения космологической дилеммы заключается в признании того, что наша Вселенная – лишь экземпляр из обширной коллекции, потому что все наши теории можно применить лишь к частям значительно большей системы. Это, как я понимаю, определяет привлекательность сценариев с многочисленными вариантами Вселенных.

Когда мы проводим эксперимент, мы держим начальные условия эксперимента под контролем. Мы изменяем их для проверки гипотез. Но когда дело доходит до космологических наблюдений, выясняется, что начальные условия определены на ранней стадии образования Вселенной и мы должны принять в качестве гипотезы эти условия как данные. Чтобы объяснить результат космологических наблюдений в рамках ньютоновой парадигмы, мы выдвигаем две гипотезы: предполагаем, какими были начальные условия и какие законы действовали. Это ставит нас в гораздо более сложную ситуацию, чем та, с которой мы сталкиваемся, занимаясь физикой “в ящике”.

То, что мы должны и проверять гипотезы о законах природы, и контролировать начальные условия, сковывает нас. Если предсказания не согласуются с наблюдениями, есть два способа исправить теорию. Мы можем изменить гипотезу либо о законах, либо о начальных условиях. И то, и другое скажется на результате эксперимента.

Возникает проблема: откуда мы знаем, какая из двух гипотез нуждается в коррекции? Наблюдая за небольшой частью Вселенной (например, за звездой или галактикой), мы оцениваем справедливость закона исходя из многочисленных опытов. Все они служили проверке одного и того же закона, и любые различия между ними должны быть приписаны различиям в их начальных условиях. Но в случае Вселенной мы не в состоянии отличить влияние изменения гипотезы о законе от влияния изменения гипотезы о начальных условиях.

Эта проблема нередко возникает в космологических исследованиях. Серьезной проверкой теории ранней Вселенной явилось измерение структуры реликтового, или микроволнового фонового излучения (МФИ). Это изображение Вселенной около 400 тысяч лет после Большого взрыва. Наиболее изученной гипотезой в космологии является теория Большого взрыва и последующего расширения Вселенной, которая утверждает, что в самом начале истории Вселенная быстро расширялась. По мере расширения Вселенной стирались ее первоначальные черты, что привело к большой, сравнительно безликой Вселенной, которую мы наблюдаем. Инфляционная модель также предсказывает наличие структуры в МФИ, очень похожей на сегодняшнюю.

Несколько лет назад ученые сообщили, что обнаружили указания на новые неожиданные свойства МФИ – отклонение от формы распределения Гаусса, чего не предсказывает стандартная теория инфляции[65]. У нас два варианта объяснения этого нового наблюдения: мы можем изменить теорию или первоначальные условия. Теория инфляции Вселенной основана на ньютоновой парадигме, и ее предсказания зависят от начальных условий, на которые влияют законы природы. Через несколько дней после появления статьи, в которой были представлены доказательства отклонений от Гауссовой формы распределения, появились попытки их объяснить. Некоторые интерпретаторы пошли по пути изменения законов, другие модифицировали исходные условия. Обе стратегии успешно объяснили новые наблюдения. На самом деле успех любой из этих стратегий был предрешен[66]. Как обычно случается, дальнейшие наблюдения не подтвердили первоначальное заявление. Сейчас мы не знаем, есть ли в МФИ отклонения от формы распределения Гаусса[67].

Мы рассмотрели пример с двумя различными способами привести теорию в соответствие с данными. Если мы считаем, что законы и начальные условия описаны с помощью некоторых параметров, то существует два набора параметров, посредством которых можно подогнать теорию. Такую ситуацию называют вырожденной. Обычно, когда есть вырождение, мы проводим дополнительные наблюдения, чтобы определить, какая из двух возможных поправок верна. Но в случае с реликтовым излучением, которое является следом события, произошедшего лишь однажды, мы, возможно, никогда не разрешим вырождение. Учитывая ограничения в измерении МФИ, вполне возможно, мы не сможем отделить объяснения на основе изменения законов от объяснений, основанных на модификации исходного состояния[68]. Однако без возможности отделить влияние законов от влияния начальных условий ньютонова парадигма теряет силу как метод, способный объяснять физические явления.

Мы готовы пересмотреть предположения, которыми руководствовались физики со времен Ньютона. Прежде мы думали, что такие теории, как механика Ньютона или квантовая механика, годятся на роль фундаментальной теории (если бы ее удалось построить), идеального зеркала мироздания, так что все явления соответствовали бы посредством математики этой фундаментальной теории. Сама структура ньютоновой парадигмы, основанной на вневременных законах, действующих во вневременном пространстве конфигураций, считалась необходимым элементом этого построения. Я утверждаю, что эта метафизическая фантазия гарантированно приведет нас к путанице, лишь только мы попытаемся применить ее ко всей Вселенной. Эта позиция требует повторной оценки состояния теорий в рамках ньютоновой парадигмы – от кандидатов в фундаментальные теории до приближенного описания небольших подсистем. Эта переоценка уже происходит и опирается на два взаимосвязанных утверждения:

1) Все теории, с которыми мы работаем (в том числе стандартная модель физики элементарных частиц и ОТО), приблизительны. Они применимы в ограниченных областях, которые включают лишь часть имеющихся во Вселенной степеней свободы. Мы называем такие теории эффективными.

2) Во всех экспериментах и наблюдениях, связанных с ограниченными областями, мы записываем значения лишь малого подмножества имеющихся степеней свободы, пренебрегая остальными. Данные сравниваются с предсказаниями эффективных теорий.

Успех современной физики целиком основан на исследовании свойств ограниченных областей природы, которые моделируются с помощью эффективных теорий. Искусство физика-экспериментатора заключается в постановке экспериментов, позволяющих выделить и изучить лишь несколько степеней свободы, пренебрегая остальной Вселенной. Теоретики нацелены на создание эффективных теорий, позволяющих моделировать ограниченные области, которые исследуют экспериментаторы. Никогда прежде у нас не было возможности сравнить предсказания кандидатов на роль действительно фундаментальной теории (я имею в виду такую теорию, которая не может быть понята как эффективная) с экспериментом.

Экспериментальная физика изучает ограниченную область природы. Подсистема, которая моделируется в предположении, как если бы она была единственной во Вселенной, называется замкнутой системой. Но не стоит забывать, что в отрыве от целого никогда не бывает полного. В мире всегда есть взаимодействие между любой подсистемой и объектами за ее пределами. Любые подсистемы Вселенной – в той или иной степени открытые, то есть ограниченные, системы, взаимодействующие с объектами за их пределами. Занимаясь физикой “в ящике”, мы аппроксимируем открытую систему замкнутой.

Экспериментальная физика большей частью состоит из преобразования открытых систем в приблизительно замкнутые. Мы никогда не сможем сделать это точно хотя бы потому, что, проводя измерения системы, вторгаемся в нее. (Это проблема в интерпретации квантовой механики, но сейчас давайте придерживаться макромира.) Каждый эксперимент есть борьба за данные, которые вы желаете извлечь, очистив их от неизбежного фона, приходящего из-за пределов не полностью замкнутой системы. Экспериментаторы тратят немало сил, убеждая себя и коллег в том, что они видят выделенный сигнал и что они сделали все, чтобы уменьшить влияние паразитных эффектов.

Мы экранируем эксперименты от посторонних вибраций, полей и излучений. Для многих экспериментов этого достаточно, но некоторые настолько чувствительны, что должны быть защищены даже от прохождения космических лучей сквозь детектор. Чтобы защитить от них лабораторию, можно перенести ее в шахту, на несколько миль под землю. Так мы поступаем, проводя измерения нейтрино Солнца. Это снижает фон других излучений до приемлемого уровня, позволяющего регистрировать редкие нейтрино. Но нет способа изолировать лабораторию от самих нейтрино. Детекторы, погруженные глубоко под лед на Южном полюсе, регистрируют нейтрино, которые вошли в Землю в районе Северного полюса и прошли сквозь планету.

Даже если построить астрономически толстый экран для нейтрино, есть нечто, что пробьется сквозь экран. Это гравитация. В принципе, ничто не может ее экранировать или остановить распространение гравитационных волн, поэтому ничто не может быть абсолютно изолированным. Я понял это, когда работал над диссертацией. Я строил модель ящика с гравитационными волнами, отражавшимися от стенок, но все мои модели оказались нерабочими, поскольку гравитационные волны проходили сквозь стенки. Я пробовал увеличить удельную плотность материала, но прежде чем модель приблизилась к состоянию, при котором стенки начали отражать гравитационное излучение, она коллапсировала в черную дыру. Я долго ломал голову, а потом понял: проблема, которую я не мог решить, гораздо интереснее построения модели. Мне удалось показать, что стенки, какой бы толщины и плотности они ни были, не отразят гравитационные волны[69]. Чтобы прийти к этому, я должен был принять за основу лишь утверждения общей теории относительности о том, что энергия в веществе всегда положительна, а звук не может распространяться быстрее света. Это значит, что нет системы, изолированной от Вселенной. Стоило бы возвести это в принцип (я буду называть его принципом несуществования замкнутых систем).

Есть и другая причина, в силу которой моделирование открытой системы как замкнутой – всегда приближение. Мы не в состоянии предвидеть случайное разрушительное вмешательство в систему извне. Мы можем измерять, предсказывать и подавлять фон. Но внешний мир может перечеркнуть попытки изоляции. Самолет может врезаться в здание, где располагается лаборатория. Ее может разрушить землетрясение. С Землей может столкнуться астероид. Облако темной материи может пройти сквозь Солнечную систему, нарушив орбиту Земли и столкнув ее с Солнцем[70]. Или кто-нибудь щелкнет выключателем в подвале и обесточит лабораторию. Список того, что может сорвать эксперимент, практически бесконечен. Когда мы моделируем эксперимент, как если бы имели дело с замкнутой системой, мы исключаем из модели все эти возможности.

Чтобы включить все, что может помешать эксперименту, потребуется модель Вселенной в целом. Но мы не сможем проводить физические опыты, не исключив все эти возможности из моделей и расчетов. Однако исключая их, мы в принципе основываем физику на приближениях.

Основные теории моделируют части природы, “вырезанные” экспериментаторами из мира. Возможно, когда они были предложены, они представлялись фундаментальными, но со временем теоретики пришли к заключению, что они лишь эффективное средство описания ограниченного числа степеней свободы.

Физика частиц – хороший пример эффективной теории. Эксперименты до сих пор исследовали фундаментальные свойства природы лишь до определенного масштаба. После измерений на Большом адронном коллайдере в ЦЕРНе этот масштаб – около 10^–17 см. Значит, стандартная модель физики элементарных частиц (СМ), которая хорошо согласуется с известными экспериментальными данными, должна рассматриваться в качестве приближения. Кроме того, эта модель не учитывает гравитацию. Она не рассматривает неизвестные пока явления, которые могут проявиться на еще более коротких расстояниях.

В квантовой физике вследствие принципа неопределенности существует обратная зависимость между масштабом длины и энергией. Чтобы зондировать пространство на определенном масштабе, необходимо излучение частиц определенной энергии. Чтобы перейти на более короткие расстояния, нам необходимы более высокие энергии частиц. Так что нижний предел масштаба длины, которого мы достигли, определяется верхним пределом энергии процессов, которые мы наблюдаем. Но энергия и масса – это, согласно специальной теории относительности, одно и то же, и, значит, мы исследовали мир лишь до определенной шкалы энергии – и ничего не знаем о частицах слишком массивных, чтобы их наблюдать в нынешних экспериментах на коллайдере. Недостающие в картине мира явления могут включать не только новые виды элементарных частиц, но и неведомые силы. Или может оказаться, что основные принципы квантовой механики неверны и нуждаются в модификации для описания процессов, протекающих на более коротких расстояниях и при больших энергиях. Поэтому мы говорим о СМ как об эффективной теории, не противоречащей эксперименту и позволяющей делать надежные предсказания в определенной области.

Понятие эффективной теории разрушает некоторые привычные понятия вроде простоты и красоты – признаков истинности теории. Поскольку мы не знаем, что может произойти при более высоких энергиях, многие гипотезы за пределами своей области соответствуют той или иной эффективной теории. Эти эффективные теории обладают внутренней простотой, потому что должны согласовываться с наиболее простым и элегантным способом распространения их на неизвестные области. Элегантность общей теории относительности и СМ большей частью объясняется принятием их как эффективных теорий. Простота и красота являются признаками не истины, а слаженной примерной модели, работающей в ограниченной области[71].

Само наличие понятия эффективности – признак зрелости теории элементарных частиц. Когда мы были молоды, казалось, что законы природы открыты нам. Сейчас, поработав несколько десятилетий со СМ, мы уверены в том, что это верная модель, применимая в ограниченной области, и менее уверены в ее распространении за границы этой области. (Разве это не похоже на нашу жизнь? Когда мы становимся старше, нам проще признаться в собственном незнании чего-либо.)

На первый взгляд это вызывает разочарование. Физика призвана открывать фундаментальные законы, но эффективная теория по определению не такова. Если у вас слишком наивный взгляд на науку, вы, возможно, думаете, что теория не может одновременно быть согласованной со всеми экспериментальными данными и рассматриваться в лучшем случае как приближение к истине. Концепция эффективной теории отражает это тонкое различие.

Она также иллюстрирует прогресс в физике элементарных частиц. Она говорит, что физика – это процесс построения теории, наилучшим образом отражающей реальность. По мере того, как мы в экспериментах продвигаемся все дальше в направлении малых расстояний и больших энергий, мы можем обнаружить новые явления, и чтобы описать их, нам понадобится новая модель. Как и СМ, это будет эффективная теория, пусть применимая в более широкой области.

Понятие эффективности предполагает, что прогресс в физике связан с революциями, изменяющими концептуальные основы нашего понимания природы и при этом сохраняющими достижения прежних теорий. Ньютонова физика может рассматриваться в качестве эффективной теории, применимой в области, где скорости гораздо ниже скорости света и где квантовыми эффектами можно пренебречь. Здесь она останется столь же успешной, как прежде.

Общая теория относительности (ОТО) – еще один пример теории, когда-то претендовавшей на фундаментальное описание природы. Однако она, как сейчас ясно, представляет собой эффективную теорию, например потому, что не описывает квантовые явления. ОТО в лучшем случае является приближением к единой квантовой теории природы и может быть ее частным случаем.

Квантовая механика тоже, скорее всего, является приближением к более глубокой теории. Вот один из признаков этого: ее уравнения линейны. Это означает, что следствия из нее всегда прямо пропорциональны вызвавшему их действию. Любой другой пример, в котором используются линейные уравнения, возникает как аппроксимация к более фундаментальной (но все-таки эффективной) нелинейной теории (в том смысле, что эффекты могут быть пропорциональны действию в более высокой степени). Готов поспорить, что когда-нибудь это произойдет и с квантовой механикой.

Все теории, с которыми мы до сих пор имели дело, были эффективны. Печально сознавать, что они лишь аппроксимации. Мы хотели бы построить фундаментальную теорию, описывающую природу без каких-либо приближений. Но это невозможно, пока мы следуем ньютоновой парадигме. Теории, достойные восхищения – физика Ньютона, ОТО, квантовая механика, СМ, – не могут лечь в основу теории, применимой ко всей Вселенной без аппроксимации. Решение космологической задачи следует искать за рамками ньютоновой парадигмы.

Глава 10

Принципы новой космологии

Мы ищем теорию, которая сможет стать истинной теорией Вселенной. В такой теории не должно быть космологической дилеммы. Она должна быть фононезависима, то есть не предлагать разделение мира на две части: динамически развивающуюся и составляющую статический фон для первой. Такая теория имеет дело с реальными объектами, которые должны быть определены путем их отношения к остальной реальности и так обусловливать изменения.

Что мы требуем от истинной космологической теории?

1) Любая новая теория должна включать все, что мы уже знаем о природе. Стандартная модель (СМ), общая теория относительности (ОТО) и квантовая механика должны стать частными случаями неизвестной пока космологической теории, когда мы применяем ее на масштабах расстояний и времени гораздо меньших, чем размер и время жизни Вселенной.

2) Новая теория должна быть научной. Подлинные объяснения доказывают свою состоятельность, предлагая мириады неожиданных предсказаний. Теория – это не просто красиво рассказанная история. Она должна предлагать конкретные проверяемые предсказания.

3) Новая теория должна ответить на вопрос “Почему именно эти законы?” Она должна давать представление о том, как и почему те или иные элементарные частицы и силы, описанные в СМ, отобраны природой. В частности, теория должна объяснить невероятные значения фундаментальных констант, реализованные в нашей Вселенной – такие параметры, как массы элементарных частицы и константы различных взаимодействий, описанных СМ.

4) Новая теория должна ответить на вопрос “Почему именно эти начальные условия?” и объяснить, почему наша Вселенная обладает свойствами, которые кажутся необычными на фоне свойств возможных Вселенных, подчиняющихся тем же законам.

Это минимальные требования. Учитывая, что мы говорим о теории Вселенной в целом, коллективная мудрость тех, кто боролся за создание теории мира (среди них Кеплер, Галилей, Ньютон, Лейбниц, Мах и Эйнштейн), диктует, что мы можем требовать большего[72]. Вот моя интерпретация того, чему учат нас великие. Объяснения свойств нашей Вселенной должны зависеть лишь от того, что существует или происходит в пределах Вселенной. За ее пределами не должно выстраиваться логических цепочек. Мы должны требовать соблюдения принципа замкнутости объяснений.

Теория не обязана давать точный ответ на любой вопрос. Должно существовать много вопросов, на которые, как мы верим, мы могли бы ответить, если бы знали о Вселенной больше. Принцип достаточного основания Лейбница гласит: должен существовать ответ на любой разумный вопрос, который можно задать о том, почему Вселенная имеет некоторые конкретные особенности. Растет или нет количество вопросов, на которые можно ответить, – важный тест научной теории. Если можно объяснить причины, по которым Вселенная обладает некими особенностями, не объяснимыми прежними теориями, то можно говорить о прогрессе. Принцип Лейбница имеет некоторые следствия, которые помогают ограничить класс космологических теорий. В частности, во Вселенной не должно существовать ничего, что воздействует на другие объекты, не являясь, в свою очередь, объектом их воздействия. Эйнштейн использовал принцип взаимного воздействия при создании ОТО взамен ньютоновой теории гравитации. Его смущало, что абсолютное пространство Ньютона определяет движение тел, но тела не оказывают влияния на абсолютное пространство. Абсолютное пространство существовало само по себе. В ОТО взаимоотношения между материей и геометрией пространства взаимны: геометрия определяет, как двигаются тела, а присутствие материи определяет искривление пространства-времени. Также нет ничего, что могло бы повлиять на ход абсолютного времени. Ньютон полагал, что время течет независимо от материи. В ОТО наличие материи влияет на ход часов.

Этот принцип запрещает любое упоминание фиксированных структур на заднем плане, свойства которой неизменны независимо от движения материи. Эти структуры – бессознательное физики, неявно формирующее образ наших мыслей, придающее смысл понятиям о мире. Мы думаем, будто знаем, что такое “положение”, поскольку бессознательно полагаем существование абсолютной системы координат. Несколько важных шагов в науке были сделаны через отбрасывание застывших фоновых структур и замену их динамическими, находящимися в пределах Вселенной. Так сделал Мах, когда он отверг концепцию Ньютона, предположив, что при вращении мы чувствуем головокружение потому, что движемся относительно материи во Вселенной, а не относительно абсолютного пространства.

Если мы исключаем существование фоновых структур, мы приходим к тому, что каждый объект во Вселенной развивается динамически, во взаимодействии со всем остальным. Авторство этой концепции, реляционизма, приписывают Лейбницу (см. главу 3). Можно развить эту мысль: свойства космологической теории должны отражать развивающиеся отношения между динамическими сущностями. Но если свойства объекта, с помощью которых мы отличаем его от других объектов, суть отношения с другими объектами, во Вселенной не может существовать двух объектов с одинаковым набором отношений к Вселенной. Два объекта, которые имеют одинаковые отношения к Вселенной, тождественны. Это еще один из принципов Лейбница – тождество неразличимых. Это также следствие принципа достаточного основания: если существуют два объекта, одинаковых по отношению к миру, нет причины, по которой они не должны быть взаимозаменены.

Таким образом, в природе не существует фундаментальных симметрий. Симметрии – это трансформация физической системы, перестановка ее частей, при которой все ее физические наблюдаемые величины остаются неизменными[73]. Примером симметрии ньютоновой физики является перенос подсистемы из одного места в другое. Поскольку законы физики не зависят от того, где находится система, предсказания останутся неизменными, если лаборатория (и все, что может повлиять на результаты эксперимента) перемещается на 6 футов влево. Мы утверждаем независимость экспериментальных результатов от положения в пространстве: физика инвариантна относительно переноса системы.

Симметрии присущи всем известным физическим теориям. Несколько из наиболее полезных инструментов в физике опираются на факт существования симметрий. Но если принципы Лейбница справедливы, симметрии не должны быть фундаментальными.

Симметрии возникают из-за того, что мы рассматриваем подсистемы Вселенной как будто они – все, что существует. Это происходит потому, что мы игнорируем взаимодействие атомов в лаборатории с остальной Вселенной, так что не имеет значения, насколько мы переместим лабораторию в пространстве. Это также объясняет, почему неважно, будем ли мы вращать изучаемую подсистему: мы пренебрегаем взаимодействием между подсистемой и остальной Вселенной. Если бы мы приняли эти взаимодействия во внимание, то, безусловно, вращение подсистемы имело бы значение.

Но что если сама Вселенная перемещается или вращается? Разве это не симметрия? Нет, потому что никакое относительное положение внутри Вселенной при этом не меняется. С реляционной точки зрения нет смысла говорить о перемещающейся или вращающейся Вселенной. Следовательно, симметрии, такие как перемещение и поворот, не фундаментальны. Они происходят от разделения мира на две части (см. главу 9). Эти и другие симметрии отражают лишь свойства приблизительных законов, применяемых к подсистемам во Вселенной.

Но если эти симметрии приблизительны, то таковы и законы сохранения энергии, импульса и углового момента. Законы сохранения основаны на предположении, что пространство и время симметричны по отношению к переносу во времени, перемещению в пространстве и вращению. Основную теорему о связи между симметриями и законами сохранения в начале XX века доказала Эмми Нетер[74]. Я не буду пытаться повторить здесь ее доказательство. Скажу лишь, что теорема является одним из столпов физики и заслуживает широкой известности.

Поэтому будущая космологическая теория не содержит ни симметрий, ни законов сохранения[75]. Некоторые физики, работающие в области физики элементарных частиц и находящиеся под сильным впечатлением от успеха стандартной модели (СМ), убеждены, что фундаментальная теория должна содержать больше симметрий. Это однозначно не так[76].

Мы подошли к самому важному вопросу: что будущая теория скажет о природе времени? Будет ли здесь понятие времени устранено, как в ОТО? Будет ли время исчезать и снова возникать лишь при необходимости, как в квантовой космологии Барбура? Или время будет играть в ней важную роль, в отличие от любой теории со времен Ньютона?

Я считаю, что время необходимо в любой теории, отвечающей на вопрос, почему мы имеем дело именно с этими законами. Давайте взглянем еще раз на цитату Чарльза С. Пирса, которого я цитировал выше[77]:

Предполагать, что универсальные законы природы могут быть поняты разумом и однако же не иметь никакого обоснования своим особенным формам, оставаясь необъяснимыми и иррациональными, – позиция вряд ли оправданная.

Это соответствует принципу достаточного основания: мы должны быть в состоянии объяснить, почему законы природы, с которыми мы имеем дело, именно таковы. Пирс это подчеркивает:

Единообразия – это и есть те самые факты, которые необходимо объяснять… Закон – это par exellence вещь, требующая объяснений.

Это касается вопроса, почему законы таковы. Факты должны быть объяснены, и более всего в объяснении нуждается существование во Вселенной конкретной формы законов. Пирс утверждает, что

единственно возможный путь объяснить законы природы и единообразие в целом – предположить, что они являются результатом эволюции.

Сильное заявление! Пирс не приводит доказательств эволюции законов. Он просто утверждает, что это единственный возможный ответ на вопрос, почему законы именно таковы, каковы они есть. Я не знаю, приводил ли где-нибудь Пирс аргументы, но вот один довод, который он мог бы озвучить.

Наша задача состоит в том, чтобы объяснить, почему объект, в данном случае Вселенная, обладает особыми свойствами, а именно: конкретным спектром элементарных частиц и взаимодействий, описываемых СМ. Эта проблема представляется сложной, потому что мы знаем: СМ с ее конкретными параметрами – лишь один из огромного ряда вариантов законов природы. Как объяснить, почему что-либо обладает особым свойством?

Так как есть множество равнозначных вариантов, ни один принцип не может оправдать существование конкретной формы наблюдаемых законов. Если нет необходимой причины, должна иметься излишняя с точки зрения логической необходимости причина. Может быть, имеют место случаи, в которых был сделан разный выбор. Как мы можем объяснить, как выбор был сделан в случае нашей Вселенной?

Если действительно был реализован лишь один сценарий, этому нет (и не будет) достаточного объяснения: отсутствует логический принцип, определяющий выбор. Принцип достаточного основания требует наличия других Вселенных, изначально наделенных своими законами. То есть должно произойти более одного события, такого как Большой взрыв, в момент которого сделан выбор конкретных законов. Для простоты мы предполагаем, что выбор законов был сделан во время такого драматического события, как наш Большой взрыв, и у нас, конечно, нет доказательств того, что законы природы с тех пор изменились.

Возникает вопрос: как произошел Большой взрыв (событие, во время которого определяется конкретная форма законов)? Здесь мы можем применить принцип объяснимости и причинной замкнутости Вселенной. То есть мы предполагаем, что Вселенная содержит все логические цепочки, необходимые для объяснения в ее пределах. Если мы хотим объяснить, как во время Большого взрыва были отобраны эффективные законы, мы можем сослаться лишь на события до Большого взрыва. Мы можем применить ту же логику к объяснению причин выбора законов во время взрывов до нашего Большого взрыва. Должна, следовательно, существовать бесконечная последовательность взрывов, уходящая в прошлое. Выберем произвольную отправную точку на шкале времени за много взрывов до нашего и проследим за выбором законов. Мы увидим, что по мере приближения к рождению нашей Вселенной законы эволюционировали. Таким образом, мы пришли к выводу Пирса о том, что если мы надеемся объяснить законы природы, то они должны пройти путь эволюции[78].

Взрывы в прошлом и в будущем могут быть последовательными или параллельными. Мы можем строить гипотезы о том, происходит ли ветвление при параллельном образовании Вселенных и что именно происходит, когда изменяются законы природы. Во всех случаях мы объясним выбор законов, сделанный в последний раз во время Большого взрыва, лишь событиями прежде него. Сценарий такого рода может быть проверен экспериментально. О событиях до Большого взрыва можно судить косвенно – по информации, следам (если таковые имеются). В главах 11 и 18 даны примеры предсказаний в рамках теорий, которые позволяют законам природы эволюционировать до нашего Большого взрыва.

Однако если Большой взрыв не имеет прошлого, выбор законов и начальных условий произволен, и это не позволит провести тесты. Нет возможности провести тесты и в том случае, если подавляющее (или бесконечное) число Вселенных не окажется связано причинно-следственными связями с нашей.

В научной космологии постулирование существования параллельных Вселенных, причинно не связанных с нашей, не поможет объяснить ее свойства. Мы считаем, что построение космологической теории, которая могла бы дать научные предсказания, неизбежно влечет признание того, что законы природы развивались во времени. (Предсказания теории лишь тогда научны, когда они могут быть подтверждены или опровергнуты экспериментально.)

Мангабейра Унгер излагает это элегантнее[79]. Время либо реально, либо нет. Если времени не существует, законы природы неизменны, и тогда выбор законов необъясним по причинам, которые мы обсуждали выше. Если время реально, то ничто, даже законы, не вечно. Если законы вечны, то мы (в рамках ньютоновой парадигмы) можем воспользоваться ими, чтобы вывести любое свойство будущего мира из состояния, в котором он находился прежде. Иными словами, можно заменить любой физический причинный процесс логической последовательностью. Таким образом, утверждение, что время реально, означает, что законы должны изменяться.

Понятие вневременных законов также нарушает принцип относительности, гласящий, что ничто во Вселенной не действует без того, чтобы самому не испытывать воздействие. Если вы решите, что законы природы являются исключением из этого принципа, вы поставите их вне сферы рационального объяснения. Чтобы объяснить природу законов, мы должны рассматривать их как часть мира, подобно элементарным частицам, на которые те действуют. Это придает им такие свойства, как изменчивость и причинность. Мы еще не пришли к космологической теории, однако если принципы, которые я перечислил, справедливы, мы уже кое-что знаем о ней:

Она должна содержать в качестве приближения то, что мы уже знаем о природе.

Она должна быть научной, то есть делать экспериментально проверяемые предсказания.

Она должна отвечать на вопрос, почему у нас именно такие законы.

Она должна решить проблему начальных условий.

Она не должна содержать ни симметрий, ни законов сохранения.

Она должна быть причинно и логически полной. Она не должна привлекать ничего, что вне Вселенной, для объяснений явлений внутри нее.

Она должна удовлетворять принципам достаточного основания, взаимного воздействия и тождества неразличимых.

Ее физические переменные должны описывать развитие отношений между динамическими сущностями. Не должно существовать фиксированных фоновых структур, в том числе законов, застывших во времени. Следовательно, законы природы должны эволюционировать, а это означает, что время реально.

Принципы – это прекрасно, но нам нужны гипотезы, ведущие к теории, способной к экспериментально проверяемым предсказаниям. Ниже я опишу несколько гипотез и теорий, реализующих эти принципы, и мы увидим, что они действительно позволяют выдвинуть проверяемые гипотезы.

Глава 11

Эволюция законов

Итак, ради прогресса в космологии физика должна отказаться от представления о законах природы как вечных, неизменных – и принять вместо этого гипотезу о том, что они эволюционируют в реальном времени. Этот переход необходим для построения космологической теории, которая объяснит выбор законов природы и начальных условий и предсказания которой экспериментально проверяемы. В этой главе я сравню две теории: с законами, неизменными во времени, и с меняющимися.

Теория, в рамках которой законы эволюционируют, называется космологическим естественным отбором. Я разработал ее в конце 80-х годов и опубликовал в 1992 году[80]. Я сделал тогда несколько предсказаний, которые за два десятилетия могли быть опровергнуты экспериментами, но пока этого не произошло. Это, конечно, не доказывает, что теория верна, но с ее помощью, по крайней мере, можно объяснить свойства нашего мира.

В качестве примера вневременной теории я возьму версию сценария с множеством Вселенных – хаотическую теорию инфляции, предложенную в 80-х годах Александром Виленкиным и Андреем Линде и достаточно хорошо изученную[81]. Хаотическая теория инфляции встречается в разных формах, и это значит, что некоторые из ее гипотез являются настраиваемыми. Для наших целей я выбрал простую форму теории, которая лучше всего подходит для понятия “вечного”: она предлагает вневременную картину мультивселенной. Существуют и другие версии инфляционных мультивселенных, в которых время играет более существенную роль, и при условии, если эти версии будут использовать подлинное понятие эволюционирующих законов, они приобретут некоторые общие черты с космологической моделью естественного отбора.

Одна из причин успеха предсказаний космологических сценариев, учитывающих эволюцию законов, заключается в том, что они не полагаются на антропный принцип. Согласно нему мы можем жить лишь во Вселенной, в которой законы и начальные условия ее рождения соответствуют условиям, необходимым для зарождения жизни. Одна из моих задач состоит в опровержении тезиса, будто антропный принцип может сыграть заметную роль в построении теории, обладающей предсказательной силой.

О космологическом естественном отборе я подробно рассказал в первой своей книге, “Жизнь космоса”. Здесь я опишу его в той мере, насколько это необходимо для объяснения того, почему эволюция законов во времени приводит к научному объяснению[82].

Основная гипотеза космологического естественного отбора состоит в том, что Вселенные воспроизводятся путем рождения новых Вселенных внутри черных дыр. Родившаяся в одной из черных дыр наша Вселенная, таким образом, является потомком другой Вселенной, и каждая черная дыра в нашей Вселенной есть зародыш Вселенной. В рамках этого сценария мы можем применить принципы естественного отбора.

Механизм естественного отбора основан на методах популяционной биологии. Они объясняют, как некоторые параметры системы могут отбираться так, чтобы сделать ее сложнее, чем она могла бы быть.

Для применения естественного отбора к системе необходимо следующее:

Пространство параметров, которые варьируют в популяции. В биологии такими параметрами являются гены. В физике они представляют собой константы стандартной модели (СМ), в том числе массы элементарных частиц и константы связи для фундаментальных взаимодействий. Эти параметры образуют конфигурационное пространство для законов природы – ландшафт теорий (в популяционной биологии пространство взаимодействия генов и его влияние на приспособленность называется адаптивным ландшафтом).

Механизм воспроизводства. Я позаимствовал эту идею у Брайса С. Девитта. Она заключается в том, что черные дыры являются зародышами новых Вселенных. Это следствие гипотезы о том, как в теории квантовой гравитации избавляются от сингулярностей, где начинается и заканчивается время. У этой гипотезы хорошее теоретическое обоснование. В нашей Вселенной очень много черных дыр (не менее миллиарда миллиардов), а это предполагает очень большое число дочерних Вселенных. Можно предположить, что наша Вселенная – сама часть истории, уходящей далеко в прошлое.

Изменчивость. Естественный отбор работает отчасти потому, что гены случайно мутируют или рекомбинируют, так что геном потомства отличается от генома любого из родителей. Можно предположить, что во время рождения всякой Вселенной параметры законов случайно изменяются. Таким образом, можно поставить в ландшафте теорий отметку, соответствующую значениям параметров для данной Вселенной. Получится огромный, постоянно растущий набор точек на ландшафте теорий, представляющих вариации в параметрах законов в мультивселенной.

Приспособленность. В популяционной биологии приспособленность особи, мера ее репродуктивного успеха измеряется числом потомков, которые, в свою очередь, живут достаточно долго, чтобы иметь собственных потомков. Приспособленность Вселенной оценивается тем, сколько в ней “гнездится” черных дыр. Этот показатель зависит от значений параметров. Поскольку породить черную дыру не так-то просто, многие наборы параметров приводят к появлению “бесплодных” Вселенных (вовсе без черных дыр). Другие наборы, напротив, одаривают Вселенные многочисленным потомством. Такие занимают совсем небольшую область в пространстве параметров. Предполагается, что “оазисы” в пространстве параметров окружены гораздо менее “плодородными” областями.

Типичность. Мы предполагаем, что наша Вселенная является типичным представителем семейства Вселенных, аналогично группе потомков после многих поколений. Таким образом, можно предсказать, что наша Вселенная обладает общими для большинства Вселенных свойствами[83].

Мощь естественного отбора такова, что на основе этих предположений можно сделать далеко идущие предположения. Основное следствие таково: много поколений спустя большинство Вселенных приобретет набор параметров в очень плодородных областях. И если мы изменим параметры типичной Вселенной, то результатом, скорее всего, явится Вселенная, в которой образуется заметно меньше черных дыр. Поскольку наша Вселенная типична, это должно быть справедливо и в ее отношении.

Это предсказание можно косвенно проверить. Многие возможности изменения параметров СМ приводят к появлению Вселенных без долгоживущих звезд, необходимых для производства углерода и кислорода. А углерод и кислород необходимы для охлаждения газовых облаков, в которых формируются массивные звезды, в свою очередь приводящие к возникновению черных дыр. В результате других изменений параметров ослабляются сверхновые, которые не только ведут к образованию черных дыр, но и выбрасывают энергию в межзвездное пространство. Эта энергия играет важную роль в коллапсе газовых облаков и, следовательно, в образовании черных дыр. Известно по крайней мере восемь способов изменения параметров СМ, ведущих к образованию Вселенных с меньшим количеством черных дыр[84].

Таким образом, космологический естественный отбор правдоподобно объясняет, почему параметры СМ подстроены под Вселенную, наполненную долгоживущими звездами, которые с течением времени обогатили ее углеродом, кислородом и другими элементами. Параметры, от значений которых в большей или меньшей степени зависит сценарий развития Вселенной, включают массы протона, нейтрона, электрона и электронного нейтрино, а также константы связи четырех фундаментальных взаимодействий. Такое объяснение предполагает максимизацию производства черных дыр, а следствием оказываются пригодные для жизни условия.

Кроме того, гипотеза космологического естественного отбора позволяет сделать несколько прогнозов, которые могут быть подтверждены или опровергнуты с помощью наблюдений, доступных в настоящее время. Так, наиболее массивные нейтронные звезды не могут быть тяжелее определенного предела. Дело в том, что после взрыва сверхновой сохраняется ее ядро, которое коллапсирует либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру. Какой из двух сценариев реализуется, всецело зависит от массы ядра. Нейтронные звезды могут существовать, лишь если их масса ниже критического значения. Если гипотеза космологического естественного отбора верна, критическое значение должно быть самым низким из возможных: чем оно ниже, тем больше образуется черных дыр.

Есть несколько возможностей образования нейтронных звезд. Один из вариантов – нейтронная звезда, состоящая просто из нейтронов, и в этом случае значение критической массы будет достаточно высоким (2,5–2,9 массы Солнца). Другая возможность – в ядре нейтронной звезды содержатся экзотические частицы каоны (К-мезоны). Это позволило бы снизить критическую массу по сравнению с чисто нейтронной моделью. Хотя степень этого снижения зависит от деталей теоретического моделирования, различные модели дают критическую массу 1,6–2 массы Солнца.

Если гипотеза космологического естественного отбора верна, мы могли бы ожидать, что природа воспользовалась возможностью поместить каоны в центр нейтронных звезд и так снизить их критическую массу. Оказывается, это могло быть достигнуто в случае, если масса каонов достаточно мала. Это, в свою очередь, достигается снижением массы странного кварка (s-кварка), что не повлияло бы на вероятность образования звезд. Когда был впервые предложен космологический естественный отбор, самая тяжелая из известных нейтронных звезд была тяжелее Солнца менее чем в 1,5 раза. Но недавно обнаружена нейтронная звезда, имеющая массу, равную немногим больше двух солнечных масс. Это могло бы опровергнуть выводы космологического естественного отбора, но теорию удалось спасти. В настоящий момент верхняя теоретическая оценка массы нейтронной звезды в два раза превышает массу Солнца. Однако есть менее точно измеренные нейтронные звезды, масса которых оценивается в 2,5 массы Солнца[85]. Если эти наблюдения подтвердятся, гипотеза космологического естественного отбора будет опровергнута[86].

Еще одно предсказание происходит из рассуждений об удивительной особенности ранней Вселенной, структура которой была крайне равномерна. Распределение материи в ранней Вселенной известно из наблюдений за МФИ. Оно изменялось очень незначительно. Почему Вселенная в самом начале не имела больших флуктуаций плотности? Если бы вариации плотности были достаточно велики, раннюю Вселенную заполнили бы первичные черные дыры, что впоследствии привело бы к наличию во Вселенной гораздо большего числа черных дыр, чем есть сейчас. Это, кажется, опровергает гипотезу космологического естественного отбора, которая заключается в том, что никакие незначительные изменения в параметрах законов физики не приведут к состоянию Вселенной с существенно большим количеством черных дыр, чем в нашем мире.

Космологи описывают колебания плотности материи с помощью параметра, называемого масштабом флуктуации плотности. Он не является параметром стандартной модели физики элементарных частиц, однако существуют модели ранней Вселенной с настраиваемыми параметрами, что позволяет увеличить масштаб флуктуаций плотности. Совместимо ли это с гипотезой космологического естественного отбора? В большинстве версий инфляционной модели Вселенной имеется параметр, который можно увеличить, чтобы увеличить масштаб флуктуаций плотности и, следовательно, наводнить Вселенную первичными черными дырами. Но в некоторых простейших инфляционных моделях увеличение этого параметра резко ограничивает время, в течение которого Вселенная может расширяться. В результате получаются Вселенные гораздо меньшего объема. Хотя они и наполнены первичными черными дырами, их меньше, чем в нашем мире[87]. Это означает, что космологический естественный отбор совместим лишь с простой теорией инфляции и не оправдывает перепроизводство первичных черных дыр. В случае обнаружения доказательств более сложной теории инфляции гипотеза космологического естественного отбора потеряет силу[88]. Но пока их нет.

Конечно, истинная теория ранней Вселенной может отличаться от инфляционной модели. Но пример показывает, что космологический естественный отбор легко опровергнуть, если обнаружится механизм рождения множества первичных черных дыр на ранней стадии образования Вселенной[89]. Космологической естественный отбор немыслим вне контекста, в котором время реально. Одна из причин этого такова: у нашей Вселенной лишь относительно небольшое адаптивное преимущество перед другими, отличающимися небольшими изменениями параметров. Это очень слабое условие. Мы не должны считать, что параметры нашей Вселенной являются самыми оптимальными. Возможны и другие варианты параметров, ведущих к более плодородным Вселенным. Все сценарии предсказывают, что они не могут быть достигнуты путем внесения небольших изменений в нынешние значения параметров.

Таким образом, популяция Вселенных может быть разнообразной, состоящей из видов, и каждый из них более или менее плодороден. Состав популяции всевозможных Вселенных будет постоянно меняться по мере того, как обнаруживаются новые способы достижения более плодородных состояний.

Это метод работает в биологии. Не существует абсолютно приспособленных видов, которые живут всегда. Вместо этого каждая эпоха характеризуется своим набором видов, и каждый из них относительно приспособлен. Жизнь не достигает равновесия. Аналогично любые законы, типичные для популяции Вселенных, будут изменяться по мере развития популяции. Если бы существовало конечное состояние, достигнув которого состав популяции Вселенных остался бы вечным, понятие времени потеряло бы смысл и мы смогли бы сказать, что достигнуто вневременное равновесие. Но естественный отбор не предполагает такого состояния. В сценарии космологического естественного отбора время присутствует всегда.

Кроме того, этот сценарий требует, чтобы время было и универсальным, и реальным. Популяция Вселенных быстро растет, увеличиваясь всякий раз, когда какая-нибудь Вселенная порождает черную дыру. Если мы желаем сделать теоретические предсказания, мы должны установить, сколько Вселенных в каждый момент имеют определенные свойства. Это время должно иметь значение не только в отдельной Вселенной, но и в популяции. Таким образом, нам необходимо понятие времени, картина одновременности в пределах каждой Вселенной по всей популяции[90].

Сравним это с теорией хаотической инфляции. Ранняя Вселенная быстро расширяется, потому что квантовые поля, соответствующие частицам и их взаимодействиям, находятся в фазе, в которой темная энергия имеет высокую плотность. Это заставляет Вселенную расширяться экспоненциально быстро. Расширение, как правило, прекращается, когда в результате фазового перехода формируется “пузырь”, аналогичный пузырю в кастрюле с кипящей водой. Пузырь содержит газовую фазу воды. В космологическом сценарии “пузырь” содержит фазу квантового поля, в которой недостаточно темной энергии, и поэтому расширение замедляется.

Виленкин и Линде заметили, что в окружающей среде по-прежнему содержится много темной энергии и она будет продолжать быстро расширяться. При этом формируется все больше “пузырей”, которые становятся Вселенными. Они обнаружили, что при определенных условиях этот процесс может продолжаться вечно, потому что инфляционная среда не исчезает, даже если она производит бесконечное число Вселенных. Если так, то наша Вселенная – один из бесконечного множества “пузырей” в вечно расширяющейся среде.

В самом простом варианте, который я предлагаю для целей нашей дискуссии, законы внутри каждого “пузыря” отбираются случайным образом из ландшафта возможных законов[91]. Во многих дискуссиях предполагается, что этот ландшафт определяется в рамках струнных теорий, но для этого годится любая теория с переменными параметрами, включая стандартную модель (СМ). В простейшем случае пропорции “пузырей”, которые выбирают конкретный закон, постоянны. По мере того, как появляется все больше “пузырей” Вселенных, вероятности для разных законов в популяции остаются такими же. В этом случае время и динамика не играют роли в процессе, в котором в нашей Вселенной устанавливаются законы, отбираемые среди всех (возможно, бесконечного количества) возможностей. Распределение Вселенных (то есть вероятности приобретения Вселенной различных законов или свойств) достигает своеобразного равновесия и остается навсегда. Этот сценарий в некотором смысле вневременной. Это делает его годным для сравнения с космологическим естественным отбором.

Поскольку законы в каждом “пузыре” выбираются случайным образом, Вселенные с точно настроенными законами, необходимыми для жизни, чрезвычайно редки. Поэтому наша Вселенная – атипичный вид в популяции пузырьковых Вселенных.

Чтобы сопоставить этот сценарий с наблюдениями, космологам приходится привлекать антропный принцип. Он оставляет крошечную долю гостеприимных Вселенных. Удивительно, но есть много общего в наборах свойств, необходимых в мире для зарождения жизни и для высокой плодовитости в отношении черных дыр. Поэтому космологический естественный отбор и антропный принцип, как оказалось, объясняют одни и те же настройки параметров СМ. Но обратите внимание, как различаются их объяснения. В теории космологического естественного отбора наш мир – типичная Вселенная, и большинство представителей популяции будет иметь похожие свойства, которые характеризуются высокой приспособленностью, а в теории хаотической инфляции такие миры, как наш, встречаются крайне редко. В первом случае мы имеем подлинное объяснение, в последнем – лишь принцип отбора. Две теории различаются и в отношении предсказаний еще не наблюдаемых свойств Вселенной. Космологический естественный отбор уже подразумевает несколько оригинальных предсказаний. А сценарии, основанные на антропном принципе, пока не представили ни одного научного предсказания, которое можно было бы проверить. И я сомневаюсь, что когда-либо представят.

И вот почему. Рассмотрим любое свойство нашей Вселенной. Это свойство либо необходимо для жизни, либо нет. Если верно первое, то это свойство уже объясняется нашим существованием, так как оно должно иметь место в любой из очень малой доли Вселенных с разумной жизнью. Теперь рассмотрим второй класс свойств, которые не требуются для разумной жизни. Поскольку законы в каждом “пузыре” выбираются случайно, эти свойства случайно распределены в популяции Вселенных. Но так как эти свойства не имеют ничего общего с жизнью, они будут распределены случайным образом в коллекции обитаемых Вселенных. Таким образом, теория не дает предсказания относительно того, что мы должны наблюдать в нашей Вселенной.

Масса электрона является хорошим примером свойства первого класса. Есть убедительные свидетельства того, что условия жизни будут ухудшаться, если масса электрона будет резко отличаться от наблюдаемого значения[92]. Пример свойства второго класса – масса топ-кварка (t-кварка). Насколько мы знаем, она может варьировать в большом диапазоне, не затрагивая жизненно важных свойств Вселенной. Следовательно, антропный принцип не может объяснить наблюдаемое значение массы топ-кварка. Теория хаотической инфляции все-таки делает потенциально проверяемое предсказание: кривизна пространства в каждом “пузыре” Вселенной принимает небольшое отрицательное значение. (При отрицательном значении кривизны пространство изгибается как седло, а при положительной кривизне оно подобно сфере.) Если наша Вселенная появилась как “пузырь” в расширяющейся мультивселенной, кривизна нашего пространства будет немного отрицательной. Это оригинальное предсказание, но существует несколько проблем, связанных с его проверкой. Во-первых, отрицательная кривизна очень близка к нулевой, а нуль трудно отличить от небольшого числа, положительного или отрицательного. Такое значение кривизны лежит в пределах ошибки эксперимента. Даже более точные данные, которые ожидаются в экспериментах, едва ли позволят сказать, является ли искривление равным нулю, слегка отрицательным или слегка положительным. Как и в любом эксперименте, всегда будет присутствовать неопределенность в измерениях. Учитывая это, маловероятно, что какое-либо наблюдение позволит скоро подтвердить или опровергнуть указанное предсказание.

Даже если мы убедимся в том, что пространственная кривизна Вселенной немного отрицательна, это не докажет, что наша Вселенная – одна из огромного набора. Есть много космологических моделей и сценариев, согласующихся с небольшим отрицательным значением кривизны. Один гласит, что наша Вселенная уникальна и является просто решением уравнения Эйнштейна с отрицательной кривизной. Такие решения существуют, и они не требуют инфляции. Другой сценарий предполагает, что в результате инфляции образовалась одна-единственная Вселенная. И ни одно наблюдение не может подтвердить гипотезу о свойствах предполагаемого набора других Вселенных, которые никак не влияют на нашу.

Сценарий хаотической инфляции требует множества всевозможных теорий, и их можно выбрать из огромного количества струнных теорий. То, что и раньше имелся простор для струнных теорий, очевидно из статей Эндрю Строминджера 1986 года, но положение усугубилось в 2003 году, когда было доказано существование астрономического числа (около 10⁵⁰⁰) струнных теорий с малыми положительными значениями космологической постоянной[93]. Однако это число хотя и огромно, но измеримо. В 2005 году Вашингтон Тейлор из Массачусетского технологического института и его коллеги смогли найти доказательства существования бесконечного числа струнных теорий с небольшой отрицательной космологической константой[94].

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].

Проблема в том, что, поскольку мы не наблюдаем другие Вселенные, невозможно узнать, какие константы меняются в гипотетическом пространстве мультивселенной. Если мы считаем истинным, что в мультивселенной варьирует лишь космологическая константа, то аргумент Вайнберга работает. Если предположить, что и космологическая константа, и размеры флуктуаций варьируют, он работает хуже. В отсутствие независимых доказательств в пользу этих гипотез (если какая-либо из них верна), аргументы не приводят ни к какому выводу.

Утверждение, будто аргумент Вайнберга помог предсказать грубое значение космологической постоянной, ошибочно и из-за другого заблуждения. Это заблуждение, как известно специалистам по теории вероятностей, возникает всякий раз, когда вы произвольно выбираете распределение вероятностей, описывающее ненаблюдаемые сущности, которое не может быть независимо проверено. Аргумент Вайнберга нелогичен, потому что вы можете прийти к другому выводу, делая другие предположения о ненаблюдаемых вещах[104].

Космологический естественный отбор лучше объясняет те же наблюдения, поскольку он дает основание фиксировать и размер флуктуаций, и космологическую постоянную. Напомним, что в некоторых простых моделях инфляции размер флуктуаций антикоррелирован с размером Вселенной. Таким образом, чем меньше размер флуктуаций, тем крупнее Вселенная и, следовательно (при прочих равных условиях), тем больше в ней черных дыр. Поэтому размер флуктуаций должен принимать значения около нижней границы диапазона, необходимого для формирования галактик. Это, в свою очередь, подразумевает малое критическое значение космологической постоянной, также соответствующее образованию галактик. Космологический естественный отбор вместе с простой моделью инфляции предсказывает, что и размер флуктуаций, и космологическая константа должны принимать небольшие значения. Этот прогноз не является произвольным и согласуется с наблюдениями.