Высший замысел

Чтобы представить себе это, изменим предложенную Эддингтоном аналогию с надувным шариком и вместо этого представим расширяющуюся Вселенную в виде поверхности пузыря. Наша картина самопроизвольного квантового возникновения Вселенной будет тогда немного напоминать появление пузырьков пара в кипящей воде. Множество крошечных пузырьков появляется, а потом снова исчезает. Они подобны мини-вселенным, которые расширяются, но тут же лопаются, будучи все еще микроскопического размера. Эти пузырьки представляют собой возможные альтернативные вселенные, но они не вызывают большого интереса, так как их жизнь слишком коротка, чтобы дать развиться галактикам и звездам, не говоря уж о разумной жизни. Однако некоторые пузырьки вырастают до столь крупных размеров, что уже не лопаются. Они будут продолжать расширяться со всё возрастающей скоростью и образуют пузырьки пара, которые мы можем видеть. Такие пузырьки соответствуют вселенным, начинающим расширение при постоянно растущей скорости, — иными словами, вселенным в состоянии инфляции.

Мультивселенная. Квантовые флуктуации ведут к появлению крохотных вселенных из ничего. Некоторые из них достигают критического размера, затем, благодаря инфляции, расширяются, формируя галактики, звезды и — по крайней мере в одном случае — существ вроде нас.

Как мы уже говорили, вызванное инфляцией расширение вселенных не совсем однородно. В сумме по историям есть лишь одна полностью однородная и регулярная история, и она будет иметь наибольшую вероятность. Но и многие другие, лишь слегка неоднородные, будут иметь почти такие же вероятности. Вот почему инфляция предсказывает, что ранняя Вселенная, скорее всего, была слегка неоднородной, что соответствует тем небольшим различиям в интенсивности, которые были обнаружены у космического микроволнового фонового излучения (КМФИ). С неоднородностями в ранней Вселенной нам повезло. Почему же повезло? Да потому что однородность хороша, если вы не хотите, чтобы сливки отделились от молока, но однородная вселенная — скучная вселенная. Неоднородности в ранней Вселенной важны потому, что если некоторые области имеют чуть большую плотность, чем остальные, то гравитационное притяжение избыточной плотности замедлит расширение этой области по сравнению с окружающими. Поскольку сила гравитации медленно стягивает материю, это в конечном счете может привести к коллапсу и образованию галактик и звезд, что повлечет за собой появление планет и по крайней мере в одном случае — людей. Поэтому посмотрите внимательно на карту неба в микроволновом диапазоне. Это проектный чертеж всех структур во Вселенной. Мы являемся продуктом квантовых флуктуаций в очень ранней Вселенной. Верующий человек мог бы сказать об этом: Бог действительно играет в кости со Вселенной.

Эта идея приводит к представлению о Вселенной, которое глубоко отличается от традиционной концепции и требует изменения нашего подхода к истории Вселенной. Чтобы делать прогнозы в космологии, нам нужно рассчитать вероятности различных состояний Вселенной в настоящее время. В физике обычно выдвигают предположение о некотором начальном состоянии системы, а затем рассматривают ее развитие во времени, используя соответствующие математические уравнения. Учитывая данные о состоянии системы в какое-то время, можно пытаться вычислить вероятность того, что система будет в каком-то другом состоянии в более позднем времени. В космологии обычно предполагают, что у Вселенной одна определенная история. Используя законы физики, можно рассчитать, как эта история развивается во времени. В космологии такой подход называется «снизу вверх». Но поскольку мы должны принимать во внимание квантовую природу Вселенной, выражаемую фейнмановской суммой по историям, то амплитуда вероятности того, что Вселенная сейчас находится в определенном состоянии, получается суммированием вкладов от всех историй, которые удовлетворяют условию безграничности и приводят к рассматриваемому (исходному) состоянию. Иными словами, в космологии не нужно прослеживать историю Вселенной «снизу вверх», поскольку это предполагает существование единственной истории с четко определенными исходной точкой и развитием. Вместо этого нужно проследить истории «сверху вниз», перемещаясь назад от настоящего времени. Некоторые истории будут более вероятны, чем другие, а в их сумме, как правило, будет преобладать единственная история, которая начинается с возникновения Вселенной и заканчивается в рассматриваемом состоянии. Но возможны и другие истории, которые привели бы к тому, что в настоящее время у Вселенной могли бы иметься иные состояния. Из этого проистекает совершенно другой взгляд на космологию и на отношение между причиной и следствием. Истории, включенные в фейнмановскую сумму, не имеют независимого существования, они зависят от того, что измеряется. Скорее мы создаем историю Вселенной своим наблюдением, чем ее история создает нас.

Микроволновый фон. Эта карта неба создана в 2010 году по данным, собранным спутником WMAP за семь лет. Различными цветами показаны флуктуации температуры, имевшие место 13,7 миллиарда лет назад. Амплитуда температурных различий составляет менее одной тысячной градуса Цельсия, и все же они стали теми семенами, из которых выросли галактики. (Карта: NASA и научная группа проекта WMAP)

То, что Вселенная не имеет единственной независимой от наблюдателя истории, может показаться несовместимым с определенными известными нам фактами. Возможна какая-нибудь история Вселенной, в которой Луна сделана из сыра рокфор. Но по нашим наблюдениям Луна сделана не из сыра, и это плохая новость для мышей. Значит, истории, в которых Луна сделана из сыра, не имеют значения для нынешнего состояния нашей Вселенной, хотя они могут иметь значение для других вселенных. Все это похоже на научную фантастику, но это вовсе не фантастика.

Важное значение космологического подхода «сверху вниз» состоит в том, что очевидные законы природы зависят от истории Вселенной. Многие ученые полагают, что существует единая теория, объясняющая эти законы, а также и физические константы природы, такие как масса электрона или размерность пространства-времени. Но при подходе «сверху вниз» требуется, чтобы очевидные законы природы были различны для различных историй.

Рассмотрим наблюдаемую размерность Вселенной. Согласно М-теории, у пространства-времени имеется десять пространственных измерений и одно временное. Идея состоит в том, что семь пространственных измерений свернуты столь сильно, что мы не замечаем их и пребываем в иллюзии, что существует только три оставшихся большими измерения, с которыми мы знакомы. Один из главных нерешенных вопросов в М-теории — почему в нашей Вселенной нет других больших измерений и почему измерения свертываются?

Многие хотели бы полагать, что есть некий механизм, заставляющий все пространственные измерения, кроме трех, самопроизвольно свертываться. Иной вариант состоит в том, что все измерения могли быть с самого начала свернуты, но по какой-то причине три пространственных измерения развернулись, а остальные нет. Однако представляется, что нет динамической причины для того, чтобы Вселенная зародилась четырехмерной. Космология «сверху вниз» предсказывает, что число больших пространственных измерений никаким законом физики не устанавливается. Для каждого числа больших пространственных измерений — от нуля до десяти — будет своя квантовая амплитуда вероятности. Фейнмановская сумма учитывает их все, для каждой возможной истории Вселенной, но тот наблюдаемый факт, что у нашей Вселенной имеется три больших пространственных измерения, выделяет подкласс историй, имеющих такие свойства, которые можно наблюдать. Иными словами, квантовая вероятность того, что Вселенная имеет иные пространственные измерения, кроме трех больших, не важна, так как мы уже определили ее размерность и установили, что находимся во Вселенной с тремя большими пространственными измерениями. Поэтому, пока амплитуда вероятности для трех больших пространственных измерений не равна точно нулю, не важно, насколько она мала по сравнению с амплитудой вероятности другого числа измерений. Это все равно что спрашивать об амплитуде вероятности того, что нынешний Папа Римский китаец. Мы знаем, что он немец, хотя вероятность того, что он китаец, выше, поскольку китайцев больше, чем немцев [4] . Точно так же мы знаем, что у нашей Вселенной три больших пространственных измерения, и поэтому, даже если другое число больших пространственных измерений может иметь большую амплитуду вероятности, нас интересуют только те истории, которые связаны с тремя измерениями.

4

Этот пример выглядит нелогичным, поскольку Папа Римский избирается из католиков, которых среди немцев в одной только Германии по крайней мере вчетверо больше, чем среди китайцев. — Науч. ред.

А как же свернутые измерения? Вспомним, что в М-теории точная форма оставшихся свернутых измерений — внутреннее пространство — определяет как значения физических величин вроде заряда электрона, так и природу взаимодействия между элементарными частицами, то есть природные силы (они называются фундаментальными взаимодействиями в природе). Все это было бы прекрасно, если бы М-теория позволяла измерениям свертываться только в одну форму или хотя бы в несколько, из которых все, кроме одной, можно было бы каким-то образом исключить и остаться только с одной формой, приемлемой для очевидных законов природы. Но существуют амплитуды вероятности для, возможно, 10 ⁵⁰⁰различных внутренних пространств, и в каждом случае дело сводится к своим собственным законам и величинам для физических констант.

Если строить историю Вселенной «снизу вверх», то нет причины, по которой Вселенная должна прийти к такому внутреннему пространству для взаимодействия частиц, какое мы наблюдаем сегодня, — к Стандартной модели (взаимодействия элементарных частиц). Но если строить ее «сверху вниз», то мы считаем, что существует множество вселенных со всеми возможными внутренними пространствами. В некоторых вселенных электроны весят как мяч для гольфа, а сила гравитации сильнее магнетизма. К нашей Вселенной применима Стандартная модель со всеми ее параметрами. Можно рассчитать амплитуду вероятности для внутреннего пространства, приводящую к Стандартной модели на основе условия безграничности. Как и в случае с вероятностью существования вселенной с тремя большими пространственными измерениями, не важно, насколько мала эта амплитуда по сравнению с другими, ведь мы уже заметили, что Стандартная модель описывает нашу Вселенную.

Теорию, о которой мы рассказываем в этой главе, можно проверить. Ранее уже говорилось, что относительные амплитуды вероятности не имеют значения для радикально различающихся вселенных, например таких, у которых другое число больших пространственных измерений. Однако относительные амплитуды вероятности для соседних (то есть похожих) вселенных важны. Условие безграничности предполагает, что амплитуда вероятности наиболее велика для тех историй, в которых вселенная начинается абсолютно однородной. Для более неоднородных вселенных амплитуда уменьшается. Это означает, что ранняя вселенная была почти равномерной, но с небольшими неоднородностями. Мы уже отмечали, что эти неоднородности можно наблюдать как небольшие отклонения от фоновой величины микроволнового излучения, приходящего с различных направлений неба. Было обнаружено, что эти отклонения точно согласуются с общими требованиями инфляционной теории.

Однако нужны более точные измерения, чтобы полностью обособить теорию «сверху вниз» от других и либо подтвердить ее, либо от нее отказаться. Мы надеемся, что такие измерения в будущем смогут провести со спутников.

Сотни лет назад люди думали, что Земля уникальна и расположена в центре Вселенной. Сегодня мы знаем, что только в нашей Галактике сотни миллиардов звезд и у многих из них имеются планетные системы. Кроме нашей есть еще сотни миллиардов галактик. Выводы, описанные в этой главе, указывают, что сама наша Вселенная только одна из многих и что действующие в ней очевидные законы не являются определенными раз и навсегда. Это должно разочаровать тех, кто надеялся, что окончательная теория, теория всего, определит природу обычной физики. Мы не можем предсказать дискретные особенности, такие как число больших пространственных измерений или внутреннее пространство, которые определяют наблюдаемые нами физические величины, например массу и заряд электрона и других элементарных частиц. Мы скорее используем эти числа, чтобы выяснить, какие истории вошли в фейнмановскую сумму.

Похоже, мы находимся в критической точке в истории науки, и нам следует изменить наше понимание целей и того, что делает физическую теорию приемлемой. Кажется, что фундаментальные числа и даже форма очевидных законов природы не вызваны логикой или физическими принципами. Параметры могут принять разные значения, а законы — любую форму, которая приводит к внутренне непротиворечивой математической теории, и в иных вселенных они действительно принимают другие значения и другие формы. Это может противоречить нашему привычному стремлению казаться чем-то особенным или желанию открыть четкий набор всех законов физики, но природа, пожалуй, устроена именно таким образом.