Страница 33 из 48
Подсчет наблюдателей
Рассмотрим большой объем пространства — настолько большой, что он охватывает области со всеми возможными значениями констант. Некоторые из этих областей плотно заселены разумными наблюдателями. Другие, менее благоприятные для жизни, больше в объеме, но при этом малонаселенные. Большая часть объема будет занята громадными пустынными доменами, где наблюдателей быть не может.
Число наблюдателей, которые обнаружат определенные значения констант, определяется двумя коэффициентами: объемом тех областей, где константы имеют указанные значения (в кубических световых годах, например), и числом наблюдателей на один кубический световой год. Долю объема можно определить на основе теории инфляции в совокупности с моделью физики элементарных частиц для переменных констант (такой как модель скалярного поля для космологической постоянной). Но второй коэффициент, плотность наблюдателей, вызывает гораздо больше трудностей. [107]Мы очень мало знаем о происхождении жизни, не говоря уже о разуме. Как тогда мы можем надеяться определить число наблюдателей?
Спасительным может стать тот факт, что некоторые константы не влияют непосредственно на физику и химию жизни. В качестве примеров можно привести космологическую постоянную, массу нейтрино и параметр, обычно обозначаемый Q, который характеризует величину первичных возмущений плотности. Изменения таких нейтральных в отношении жизни констант могут повлиять на образование галактик, но не на шансы развития жизни в конкретной галактике. Напротив, такие константы, как масса электрона или ньютоновская гравитационная постоянная, непосредственно влияют на жизненные процессы. Наше неведение относительно жизни и разума можно исключить, если мы сконцентрируемся на тех областях, где влияющие на жизнь константы имеют такие же значения, как и в наших окрестностях, а различаются только значения бионейтральных. Все галактики в таких областях будут содержать примерно одинаковое число наблюдателей, так что их плотность будет просто пропорциональна плотности галактик. [108]
Итак, стратегия состоит в ограничении анализа бионейтральными константами. Проблема тогда сводится к вычислению количества галактик на единицу объема пространства — хорошо исследованной астрофизической задаче. Результат этих расчетов совместно с коэффициентом объема, выведенным из теории инфляции, как раз и даст нам нужное статистическое распределение.
Наступление на космологическую постоянную
Пока я размышлял о наблюдателях в далеких доменах с другими фундаментальными постоянными, было трудно поверить, что уравнения, которые я писал в своем блокноте, имеют отношение к чему-то реальному. Но, оставив этот вопрос в стороне, я смело двинулся вперед: я хотел понять, может ли принцип заурядности пролить хоть какой-то свет на проблему космологической постоянной.
Первый шаг был уже сделан Стивеном Вайнбергом. Он изучил, как влияет космологическая постоянная на образование галактик, и установил антропные границы для этой константы: значение, выше которого энергия вакуума станет доминировать во Вселенной слишком быстро, не позволяя образоваться галактикам. Более того, как я уже отмечал, Вайнберг вывел из своего анализа предсказание. Если между нулем и антропной границей мы выберем произвольное значение, оно вряд ли будет много меньше этой границы — по той же причине, по которой первый встретившийся нам человек вряд ли окажется карликом. Таким образом, Вайнберг утверждал, что значение космологической постоянной в нашей части Вселенной должно быть сравнимо с антропной границей. [109]
Хотя эти рассуждения звучат убедительно, я должен сделать некоторые оговорки. В областях, где космологическая постоянная сравнима с антропной границей, образование галактик вряд ли возможно и плотность наблюдателей очень низка. Большинство наблюдателей окажутся в областях, изобилующих галактиками, где космологическая постоянная заметно ниже границы и достаточно мала, чтобы начать доминировать во Вселенной только после того, как процесс формирования галактик будет более или менее завершен. Принцип заурядности говорит, что мы, скорее всего, обнаружим, что оказались именно среди этих наблюдателей.
Я грубо прикинул, что космологическая постоянная, измеренная типичным наблюдателем, не должна заметно — более чем в 10раз — превышать среднюю плотность вещества. Намного меньшие значения тоже маловероятны — так же как встреча с карликом. Этот анализ я опубликовал в 1995 году, предсказав, что в нашем регионе мы должны получить значение примерно в десять раз больше плотности вещества. [110]Более тщательные расчеты, также основанные на принципе заурядности, были выполнены позднее оксфордским астрофизиком Джорджем Эфстатиу (George Efstathiou) [111]и Стивеном Вайнбергом, к которым теперь присоединились Хьюго Мартел (Hugo Martel) и Пол Шапиро (Paul Shapiro). Они пришли к аналогичным выводам.
Я был крайне воодушевлен возможностью превратить антропные рассуждения в проверяемые предсказания. Но лишь очень немногие разделяли мой энтузиазм. Ведущий специалист по теории струн Джозеф Полчински Goseph Polchinski) однажды сказал, что бросит физику, если будет открыто ненулевое значение космологической постоянной. [112]Полчински понимал, что единственное объяснение малой космологической постоянной — антропное, и он просто не мог смириться с этой мыслью. Ответом на мои доклады об антропных предсказаниях часто служила напряженная тишина. После одного из выступлений некий выдающийся принстонский космолог поднялся и сказал: "Если кто-то хочет работать над антропным принципом — пусть работает". Тон этого замечания не оставлял сомнений в том, что такие люди зря теряют время.
Спасительные сверхновые
Как я уже упоминал в предыдущих главах, первая публикация данных о ненулевом значении космологической постоянной стала настоящим шоком для большинства физиков. Результаты основывались на изучении взрывов далеких сверхновых особого вида — так называемых сверхновых типа Ia.
Считается, что эти гигантские взрывы происходят в двойных звездных системах, состоящих из активной звезды и белого карлика — компактного остатка звезды, исчерпавшей свое ядерное топливо. Одиночному белому карлику положено медленно затухать, но при наличии компаньона его жизнь может закончиться грандиозным фейерверком. Он должен захватывать часть газа, выбрасываемого звездой-компаньоном, так что его масса будет неуклонно расти. Между тем существует максимальная масса, которую может иметь белый карлик — так называемый предел Чандрасекара, — за которым гравитация вызывает коллапс, приводящий к колоссальному термоядерному взрыву. Именно его мы и наблюдаем как сверхновую типа Ia.
На небе появляется яркая точка — на пике своего блеска сверхновая может светить как 4миллиарда звезд. В галактике вроде нашей сверхновые типа Iaвспыхивают примерно один раз в 300лет. Чтобы засечь десятки таких взрывов, астрономы несколько лет следили за тысячами галактик. Но их усилия были вознаграждены. Сверхновые типа Iaочень близки к давней мечте астрономов о стандартной свече— классе космических объектов, которые имеют в точности одинаковую мощность излучения. Расстояния до стандартных свеч можно определить по их видимому блеску — точно так же, как расстояние до 100-ваттной лампочки определяется по создаваемой ею освещенности. Без таких волшебных объектов определение расстояний в астрономии становится удручающе сложной задачей.
107
В бесконечной вселенной коэффициент объема можно определить как долю, занятую областями данного типа. Но это определение приводит к неоднозначности. Чтобы проиллюстрировать природу проблемы, зададимся вопросом: какова доля нечетных чисел среди целых? Четные и нечетные числа чередуются в последовательности 1, 2, 3, 4, 5, ..., и можно подумать, что ответом, очевидно, будет половина. Однако целые числа можно упорядочить другим способом. Например, так: 1, 2, 4, 3, 6, 8, .... Эта последовательность по-прежнему включает все целые числа, но теперь за каждым нечетным числом следует два четных, и кажется, что только треть целых чисел являются нечетными. Такого же рода неопределенность возникает при вычислении объемного коэффициента в моделях вечной инфляции. Чтобы справиться с этой проблемой, был предложен ряд интересных идей, но пока она остается неразрешенной.
108
Это, конечно, чрезмерное упрощение. Галактики бывают разных размеров — от карликовых до гигантских, с весьма различным числом звезд, а значит, и наблюдателей. Тем не менее абсолютное большинство звезд находится в гигантских галактиках, подобных нашей. Так что задачу можно решить, подсчитывая только такие галактики и не обращая внимания на остальные
Более серьезная проблема связана с тем, что плотность вещества и другие характеристики галактик могут меняться из-за вариаций бионейтральных констант. Например, если параметр плотности возмущений Qделается больше, галактики образуются раньше и имеют более высокую плотность вещества. Как результат, тесные сближения звезд, нарушающие орбиты планет и уничтожающие жизнь, становятся чаще. (На это указали Макс Тегмарк (MaxTegmark) и Мартин Рис в статье, опубликованной в 1998 году в Astrophysical Journal.) Даже если сближения не настолько тесны, чтобы влиять на планеты, они могут возмущать облака комет на окраинах звездных систем, посылая смертельные кометные дожди на внутренние планеты. Еще одна опасность в более плотных галактиках — это потенциально опустошительное воздействие близких взрывов сверхновых. Количественно оценить влияние всех этих факторов на плотность обитаемых звездных систем — крайне сложная, хотя в принципе разрешимая задача. Но пока в этом деле трудно пойти дальше порядковых оценок.
109
Антропная граница, полученная Вайнбергом, была слишком велика — примерно в 500раз выше средней плотности вещества во Вселенной. В середине 1990-х наблюдательные данные уже говорили о том, что в нашей области пространства космологическая постоянная почти в 50раз меньше. Кроме того, определение границы Вайнберга основывалось на данных о самых далеких галактиках, известных в конце 1980-х. На сегодня открыты еще более далекие галактики, и соответствующая граница была бы в 4 000раз больше средней плотности вещества.
110
A. Vilenkin, "Predictions from quantum cosmology" (А. Виленкин, "Предсказания квантовой космологии"), Physical Review Letters, vol. 74, p. 846,1995.
111
Подход Эфстатиу несколько отличался от моего. Он предполагал, что мы типичны только среди ныне существующих наблюдателей (галактик), тогда как я считал нужным учитывать всех наблюдателей — современных, прошлых и будущих. Если мы действительно типичны и живем в ту же эпоху, что и большинство наблюдателей, эти методы должны давать сходные результаты, как фактически и получается. Но в общем случае выбор референтного класса наблюдателей, в котором мы ожидаем оказаться типичными, — это важный вопрос. Он подробно обсуждался философом Ником Бостромом.
112
Об этом мне рассказал Шон Кэрролл (Sean Carroll) из Чикагского университета.