Мечты об окончательной теории: Физика в поисках самых фундаментальных законов природы - [81]
Мы не знаем, нужен или нет антропный принцип для объяснения значений энергий ядерных состояний, но в одном случае этот принцип кажется просто основанным на здравом смысле[197]. Возможно, существуют различные логически допустимые вселенные, причем каждая со своим набором фундаментальных законов. Если это так, то несомненно существует множество вселенных, законы и история эволюции которых делают их неприемлемыми для разумной жизни.
Но всякий ученый, который спрашивает, почему мир такой, какой он есть, должен жить в одной из тех вселенных, где разумная жизнь могла возникнуть34).
Слабым местом такой интерпретации антропного принципа является неясность понятия множественности вселенных. Одна из очень простых возможностей, предложенная Хойлом[198], заключается в том, что константы природы меняются от места к месту, так что Вселенная разделена на некие субвселенные с разными законами в них. Похожая интерпретация множественности вселенных возникает и в том случае, если мы допустим, что те числа, которые мы называем константами природы, были разными в разные эпохи эволюции Вселенной. Кроме того, много обсуждалась более революционная возможность, что наша и другие логически возможные вселенные с другими окончательными законами каким-то образом отщепляются от большей Мегавселенной. Например, при недавних попытках применить квантовую механику к гравитации было замечено, что хотя обычное пустое пространство выглядит спокойным и не имеющим никаких свойств, как поверхность океана, если смотреть на нее с большой высоты, то при более внимательном рассмотрении пространство кишит квантовыми флуктуациями, так что могут открыться «кротовые норы»[199], соединяющие одни части Вселенной с другими частями, весьма удаленными в пространстве и во времени. В 1987 г., следуя идеям более ранней работы Стивена Хокинга, Джеймса Хартля и других, Сидни Коулмен из Гарварда показал, что открывающиеся и закрывающиеся кротовые норы эквивалентны изменению различных констант, входящих в уравнения для разных полей. Как и в случае интерпретации квантовой механики с помощью идеи о множественности вселенных, волновая функция Вселенной разделяется на огромное количество слагаемых, каждое из которых соответствует разным значениям «констант» природы[200], принимаемых с разной вероятностью. Какую бы теорию этого типа не рассматривать, совершенно ясно, что мы обнаружим себя в той области пространства, или в той эпохе космической истории, или в том слагаемом общей волновой функции, в которых константы природы случайно приняли благоприятные для существования разумной жизни значения.
Конечно, физики продолжают попытки объяснить значения природных констант без обращения к антропному принципу. Мое собственное мнение заключается в том, что рано или поздно мы обнаружим, что все константы природы (возможно, за исключением одной) фиксируются теми или иными принципами симметрии, а существование каких-то форм жизни совершенно не требует особой тонкой настройки законов природы. Единственная константа природы, которую, может быть, придется объяснять с помощью какого-то подобия антропного принципа, это космологическая постоянная.
Первоначально космологическая постоянная возникла в физической теории при первой попытке Эйнштейна применить только что созданную общую теорию относительности ко Вселенной в целом. В этой работе Эйнштейн предположил, как это было в те годы принято, что Вселенная статична, но вскоре обнаружил, что уравнения тяготения в первоначальной форме, примененные для описания Вселенной в целом, не имеют статических решений. (Этот вывод, на самом деле, не является спецификой для общей теории относительности. В ньютоновской теории тяготения мы также можем получить решения, описывающие галактики, налетающие друг на друга под влиянием взаимного притяжения. Мы можем найти и решения, описывающие разлет галактик в результате какого-то начального взрыва. Однако вряд ли мы будем ожидать, что некая усредненная галактика будет просто неподвижно висеть в пространстве.) Чтобы получить решения, описывающие статическую Вселенную, Эйнштейн решил изменить теорию. Он ввел в свои уравнения слагаемое, которое было подобно силам отталкивания на больших расстояниях и могло скомпенсировать гравитационную силу притяжения. Введенное слагаемое содержало одну свободную постоянную, определявшую в статической космологии Эйнштейна размер Вселенной и получившую название космологической постоянной.
Все это происходило в 1917 г. Из-за войны Эйнштейн не знал, что американский астроном Весто Слайфер уже обнаружил свидетельства того, что галактики (как мы их сейчас называем) разлетаются в разные стороны, так что Вселенная на самом деле не статична, а расширяется. После войны Эдвин Хаббл, пользуясь новым 100-дюймовым телескопом на горе Маунт-Вильсон, подтвердил это расширение и измерил его скорость. Эйнштейн глубоко сожалел
