Студопедия

КАТЕГОРИИ:

АвтомобилиАстрономияБиологияГеографияДом и садДругие языкиДругоеИнформатикаИсторияКультураЛитератураЛогикаМатематикаМедицинаМеталлургияМеханикаОбразованиеОхрана трудаПедагогикаПолитикаПравоПсихологияРелигияРиторикаСоциологияСпортСтроительствоТехнологияТуризмФизикаФилософияФинансыХимияЧерчениеЭкологияЭкономикаЭлектроника



Эволюция законов

Читайте также:
  1. БОЛЬШОЙ ВЗРЫВ, ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ
  2. Геология, палеонтология и эволюция
  3. Гоэций о своде законов
  4. Доказательства эволюции. Микроэволюция. Макроэволюция
  5. Единство всех физических законов
  6. Зарождение и эволюция городов
  7. Земные Перемены и личная эволюция
  8. Композиция законов распределения и суммирование случайных и систематических погрешностей
  9. Культурная эволюция
  10. Лирический герой поэзии А. А. Блока, его эволюция

 

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.

Антропный принцип, однако, совместим с гораздо меньшей Вселенной, потому что и одной галактики, вероятно, достаточно, чтобы дать шанс разумной жизни. Наблюдения показывают, что большая доля звезд имеет свои планеты, так что одной галактики с множеством планет должно быть достаточно, чтобы гарантировать возникновение жизни по крайней мере на одной из них. Добавление галактик не повышает вероятность возникновения жизни.

Сторонник антропного принципа возразит, что принцип можно спасти, модифицировав: мы скорее всего выберем для обитания Вселенную с большим количеством планет, пригодных для жизни. Это дает основание предпочитать Вселенные как можно более крупные и предполагает низкое значение как флуктуаций плотности, так и космологической постоянной. Это забавно: предсказание теории меняется без изменения каких-либо фактов. Две версии антропного принципа различаются не каким-либо утверждением о мультивселенной, а лишь тем, как мы выбираем Вселенные (к которым, как мы чувствуем, необходимо присмотреться, учитывая, что популяция негостеприимных Вселенных гораздо больше).

“Позвольте! – воскликнет антропный энтузиаст. – Цивилизация в мультивселенной, скорее всего, возникнет в такой Вселенной, в которой уже существует много цивилизаций и, следовательно, во Вселенной с многими галактиками, а не во Вселенной лишь с одной галактикой”. На первый взгляд это разумно, но придется возразить: “Откуда вы знаете?” В мультивселенной может существовать гораздо больше малых Вселенных, чем крупных, так что Вселенная, случайно выбранная цивилизацией, скорее всего, окажется в малой. Какой сценарий верен, зависит от относительного распределения больших и малых Вселенных в мультивселенной, но это нельзя независимо проверить. Теоретики могли бы, вероятно, построить модели, соответствующие разным распределениям размеров Вселенных, но то, что вы можете настроить ненаблюдаемые характеристики сценария, чтобы выбрать соответствующий своей гипотезе, не является доказательством.

При космологическом естественном отборе наша Вселенная – типичный представитель популяции Вселенных, и здесь нет места для настраиваемого принципа, необходимого, чтобы выбрать из нетипичных случаев.

Заметим, что речь идет не о создании Вселенных в черных дырах либо в качестве пузырей в условиях инфляции. Речь о роли времени и динамики в сценариях, позволяющей объяснять известные свойства Вселенной и предсказывать новые. Инфляционная модель могла бы использовать время и длинные цепи перерождений (пузыри в пузырях, которые, в свою очередь, тоже в пузырях), чтобы уйти от антропного принципа и воспользоваться преимуществами космологического естественного отбора.

Дело не только в том, что теория, постулирующая эволюцию во времени, лучше, чем вневременная, описывает наблюдаемые данные. Теория, апеллирующая к эволюции, позволяет делать научные предсказания, а прогнозы, основанные на антропном принципе, подстраиваются в зависимости от нашего желания. Гипотезы, основанные на идее, что законы с течением времени меняются, проще проверить, чем вечные космологические сценарии. Ну а если идея не поддается экспериментальной проверке, то это уже не наука.

 


Дата добавления: 2015-09-13; просмотров: 4; Нарушение авторских прав


<== предыдущая лекция | следующая лекция ==>
Принципы новой космологии | Квантовая механика и освобождение атома
lektsii.com - Лекции.Ком - 2014-2017 год. (0.022 сек.) Главная страница Случайная страница Контакты