Что общего между антропным принципом и порнографией?

Антропный принцип в формулировке Картера является тривиальной истиной. Фундаментальные постоянные и наше местоположение в пространстве-времени не должны препятствовать существованию наблюдателей. В противном случае наши теории были бы логически непоследовательными. В такой интерпретации, в качестве элементарного логического требования, антропный принцип, конечно, бесспорен, но вместе с тем не слишком полезен. Однако любая попытка использования его в качестве объяснения тонкой настройки Вселенной вызывает неодобрительную и весьма резкую реакцию со стороны физического сообщества.

Для этого действительно есть довольно серьезные причины. Чтобы объяснить тонкую настройку, постулируется существование мультиверса, состоящего из далеких доменов, где фундаментальные постоянные иные. Проблема, однако, в том, что нет ни единого свидетельства в пользу этой гипотезы. Даже хуже — похоже, нет никакой возможности когда-либо подтвердить или опровергнуть ее. Философ Карл Поппер писал, что любое утверждение, которое не может быть фальсифицировано, не является научным. Из этого критерия, признаваемого большинством физиков, по-видимому, естественным образом следует, что антропное объяснение тонкой настройки является ненаучным. Другая, связанная с первой, линия критики говорит о том, что антропный принцип может служить для объяснения лишь того, что мы уже знаем. Он никогда ничего не предсказывает и потому не может быть проверен.

Успеху идеи не способствовала и аура туманных и бестолковых интерпретаций, окружающая тему антропного принципа в целом.[99]А вдобавок ко всему в литературе приводится множество различных формулировок данного принципа (философ Ник Востром, автор книги по этой теме[100], насчитал их более тридцати). Ситуация отлично характеризуется цитатой из Марка Твена: "Исследования многих комментаторов уже пролили достаточно тьмы на этот предмет, и вполне возможно, что, продолжай они дальше в том же духе, мы скоро не будем ничего о нем знать".[101]Даже сам термин "антропный" служит источником недоразумений, поскольку словно бы отсылает именно к человеческим существам, а не любым разумным наблюдателям.

Однако основной причиной столь эмоциональной реакции на антропные объяснения послужило, вероятно, ощущение предательства. Со времен Эйнштейна физики верили, что настанет день, когда все фундаментальные постоянные будут выведены из некой всеохватывающей окончательной теории. Обращение к антропным аргументам рассматривалось как капитуляция и вызывало реакцию в диапазоне от раздражения до открытой враждебности. Некоторые хорошо известные физики дошли до того, что стали называть антропные идеи "опасными"[102]и говорить, будто они "развращают науку"[103]. Только в исключительных случаях, когда все иные возможности исчерпаны, может быть простительно упомянуть об "антропности", да и то не всегда. Лауреат Нобелевской премии Стивен Вейнберг однажды сказал, что физик, говорящий об антропном принципе, "подвергается такому же риску, как священник, рассуждающий о порнографии. Сколько бы он ее ни порицал, кое-кто все равно подумает, будто он немного интересуется предметом".

Космологическая постоянная

Если какая-то проблема и требовала применения крайних мер, то это проблема космологической постоянной. Различные вклады в плотность энергии вакуума будто сговорились компенсировать друг друга с точностью до 1 к 10¹²⁰. Это самый вопиющий и необъяснимый случай тонкой подстройки в физике. Андрей Линде был одним из первых смельчаков, применивших антропный подход к этой проблеме. Его не удовлетворяли туманные разговоры о "других вселенных", и он предложил конкретную модель, описывающую, каким образом космологическая постоянная может варьироваться и что способно вызывать ее изменения от одного места к другому.

Линде использовал все ту же идею, что и раньше. Помните маленький шарик, скатывающийся по энергетическому ландшафту? Шарик представляет собой скалярное поле, а высота, на которой он находится, — плотность энергии этого поля. Пока шарик катится вниз, его энергия вызывает инфляционное расширение Вселенной.

Линде взял из этой модели то, что различные высоты ландшафта соответствуют различным плотностям энергии. Он предположил существование другого скалярного поля со своим энергетическим ландшафтом. Чтобы не путать его с полем, ответственным за инфляцию, последнее мы будем в дальнейшем называть "инфлатоном" — это термин, обычно применяемый в физической литературе. В наших окрестностях инфлатон уже скатился к подножию своего энергетического холма. (Это случилось 14 миллиардов лет назад, в конце эпохи инфляции.) Чтобы новое поле не скатилось вниз слишком быстро, Линде ввел условие, что для него склон должен быть чрезвычайно пологим, намного более пологим, чем в модели инфляции. Любой уклон, каким бы малым он ни был, заставит поле в конце концов скатиться вниз. Но при меньшем уклоне понадобится больше времени, чтобы "заставить шарик катиться". Линде предположил уклон настолько малый, что за 14 миллиардов лет, прошедших с момента Большого взрыва, поле не изменилось существенным образом. Но если склон имеет огромную протяженность в обоих направлениях, плотность энергии может достигать очень больших положительных или отрицательных значений.

Полная плотность энергии вакуума — космологическая постоянная — получается путем добавления плотности энергии скалярного поля к плотностям энергии фермионов и бозонов, которые вычисляются в физике элементарных частиц. Даже если нет никакого чудесного сокращения вкладов разных частиц и их совокупный вклад в энергию вакуума велик, на склоне будет такой участок, где вклад скалярного поля окажется равен по величине и противоположен по знаку, так что полная плотность энергии вакуума оказывается нулевой. Предполагается, что в нашей части Вселенной скалярное поле очень близко к этому участку.

Если скалярное поле меняется от одной части Вселенной к другой, то и космологическая "постоянная" тоже будет переменной, и это все, что требуется для применения антропного принципа. Но что может вызывать вариации скалярного поля? На этот вопрос Линде тоже нашел хороший ответ!

Рис. 13.2. Скалярное поле на очень пологом энергетическом ландшафте.

Еще до Большого взрыва в процессе вечной инфляции поле подвержено случайным квантовым флуктуациям. Поведение поля по-прежнему можно описывать как случайные блуждания пьяниц, расходящихся с вечеринки (см. главу 8). В данном случае уклон холма слишком мал, чтобы оказывать на них какое-либо влияние, так что пьяницы шагают вправо и влево практически с равной вероятностью. Даже начав с одного места, они будут постепенно удаляться и, если дать им достаточно времени, распределятся по всей длине склона. (Помните — в условиях вечной инфляции нет недостатка во времени.) Поскольку пьяницы представляют значения скалярного поля в различных областях пространства, мы приходим к выводу, что квантовые процессы в ходе инфляции с необходимостью порождают набор областей со всеми возможными значениями поля, а значит, и со всеми возможными значениями космологической постоянной.

Пока пьяницы блуждают по склону, расстояния между областями, которые они представляют, растягиваются экспоненциальным инфляционным расширением. Как результат, пространственные вариации плотности энергии вакуума становятся чрезвычайно малыми.[104]Придется преодолеть гуголы километров, прежде чем станет заметно хоть какое-то изменение.

Модель Линде можно расширить, включив больше скалярных полей, и сделать переменными другие фундаментальные постоянные.[105]И если физика элементарных частиц позволяет константам меняться, то квантовые процессы во время вечной инфляции неизбежно порождают огромные области пространства со всеми возможными значениями постоянных. Итак, вечная инфляция естественным образом создает условия для применения антропного принципа.

Теперь, когда у нас имеется ансамбль областей с различными значениями космологической постоянной, какое значение мы с наибольшей вероятностью обнаружим в наблюдениях? В областях, где плотность массы вакуума больше плотности воды (1 грамм на кубический сантиметр), звезды будут разрываться на части отталкивающей гравитацией. Но оказывается, что и гораздо меньшие значения плотности вакуума вызовут достаточно нарушений, чтобы сделать невозможным существование наблюдателей. Это было показано Стивеном Вайнбергом в статье, которая позднее стала классикой антропной аргументации.

Рис. 13.3. Стивен Вайнберг.

По мере расширения Вселенной плотность вещества снижается, и неизбежно наступит время, когда она станет ниже вакуумной. Вайнберг обнаружил, что после того, как это случится, вещество больше не сможет скучиваться в галактики; напротив, оно станет рассеиваться отталкивающей гравитацией. Чем больше космологическая постоянная, тем раньше наступит эпоха доминирования вакуума. Области, где он начинает доминировать прежде, чем образуются первые галактики, имеют все шансы никогда не обзавестись космологами, которых беспокоила бы проблема космологической постоянной.

Влияние отрицательной космологической постоянной еще более опустошительно. В этом случае вакуумная гравитация положительна, и доминирование вакуума приводит к быстрому сжатию и коллапсу соответствующих областей. Антропный принцип требует, чтобы коллапс не случился, пока не образуются галактики и пока не пройдет достаточно времени для развития наблюдателей.

Согласно выполненному Вайнбергом анализу, наибольшая плотность массы вакуума, которая еще позволяет сформироваться некоторым галактикам, примерно равна одному атому водорода на кубический метр, то есть в 10²⁷ раз меньше плотности воды. Это был существенный прогресс по сравнению с гуголами тонн на кубический сантиметр, следующими из физики элементарных частиц.

Если малость космологической постоянной действительно связана с антропной селекцией, то ее значение, хоть и мало, не должно быть в точности равно нулю. На самом деле у нее нет никаких причин быть значительно меньше, чем требует антропный принцип. В конце 1980-х годов точность наблюдений как раз достигла уровня, необходимого для детектирования таких значений постоянной, и Вайнберг предсказал, что вскоре она проявит себя в астрономических наблюдениях. И в самом деле, не прошло и десяти лет, как первые признаки космологической постоянной появились в наблюдениях сверхновых.

Глава 14