Чтение онлайн

На рис. 7.1 показано, что все три негравитационные взаимодействия сливаются воедино, если температура Вселенной достаточно велика. Как можно вписать в эту картину гравитационное взаимодействие? До открытия M-теории теоретикам удалось показать, что для простейших выборов компоненты Калаби–Яу гравитационное взаимодействие почти, но не полностью, сливается с тремя другими (рис. 14.2). Теоретики обнаружили, что несогласование можно устранить, слегка «подогнав» выбранное многообразие Калаби–Яу и выполнив серию математических трюков, но подобные тонкие настройки задним числом всегда вызывают у физиков ощущение дискомфорта. Так как сейчас никто не способен точно предсказать вид измерений Калаби–Яу, полагаться на решения проблем, столь чувствительные к детальному описанию этих измерений, довольно рискованно.

Однако Виттен показал, что результаты второй революции в теории суперструн приводят к более надёжному решению. Исследуя то, как меняются силы взаимодействий в областях, где константа связи струны может быть большой, Виттен обнаружил, что кривую гравитационного взаимодействия можно слегка изменить без какой-либо особой подгонки пространства Калаби–Яу, и она соединится с кривыми других взаимодействий, как показано на рис. 14.2. И хотя очень рано делать окончательные выводы, этот факт может быть признаком того, что единства в космологическом описании достичь проще, если работать в более общем формализме M-теории.

Результаты, рассмотренные в этом и предыдущих пунктах, являются первыми пробными шагами к пониманию космологических следствий теории струн и M-теории. Физики ожидают новых глубоких результатов в недалёком будущем, когда будут усилены и применены к решению космологических проблем методы теории струн/M-теории, не опирающиеся на теорию возмущений.

Но так как сегодня эти методы недостаточно эффективны для того, чтобы с их помощью можно было понять космологию на основе теории струн, стоит обсудить некоторые общие соображения о возможной роли космологии в поисках окончательной теории. Нужно предупредить читателя, что некоторые из этих соображений имеют более гипотетический характер, чем те, что описывались выше, однако эти соображения позволяют поставить вопросы, с которыми в будущем может столкнуться любая окончательная теория, какой бы она ни оказалась.

Космология оказывает на нас глубочайшее, почти гипнотическое, воздействие. Понимание того, как всё происходило в начале, является, по крайней мере для некоторых из нас, наиболее близким прикосновением к тайне того, почемувсё это началось. Здесь не утверждается, что современная наука устанавливает связь между вопросом «Как?», и вопросом «Почему?» — она этого не делает, и вполне может оказаться, что подобная научная связь никогда не будет установлена. Но космология держит своё слово и постепенно ведёт нас к наиболее полному пониманию арены действия «почему» — к пониманию рождения Вселенной. И это, по крайней мере, позволяет нам развивать научный подход, в рамках которого такие вопросы могут ставиться. Иногда глубокая осведомлённость в вопросе — лучшая замена отсутствующего ответа.

В процессе поисков окончательной теории эти высокопарные фразы уступают место более конкретным соображениям. Наше сегодняшнее видение Вселенной, безусловно, зависит от фундаментальных законов физики, но может зависеть и от факторов космической эволюции (т. е. от того, что находится слева на рис. 14.1), и, вообще говоря, может лежать за рамками обсуждения даже самой фундаментальной теории, описывающей то, что находится на этом рисунке на самом правом крае.

В этом несложно убедиться. Рассмотрим, например, что происходит при бросании мяча. Его движение будет определяться законами гравитации, но, пользуясь лишь этими законами, нельзя предсказать, где упадёт мяч. Нам также нужно знать величину и направление его скорости в момент броска. Иначе говоря, мы должны знать начальные условия. Во Вселенной также возможны аналогичные исторические взаимосвязи: то, почему звезда образовалась в одном месте, а планета в другом, определяется сложной цепью событий. По крайней мере, в принципе, эту цепь можно раскрутить назад во времени, и объяснить определённым событием при рождении Вселенной. Возможно, однако, что и более фундаментальные свойства Вселенной, например фундаментальные свойства частиц материи или частиц, передающих взаимодействие, могут прямо зависеть от эволюции, которая, в свою очередь, зависит от начальных условий во Вселенной.

В самом деле, мы уже упоминали об одном возможном воплощении этой идеи в теории струн. В процессе эволюции ранней Вселенной дополнительные измерения могли трансформироваться от одного вида к другому и в конце концов, когда температура достаточно спала, принять вид одного конкретного пространства Калаби–Яу. Но, как и в случае брошенного мяча, результат многочисленных изменений пространств Калаби–Яу может зависеть и от конкретных условий в начале этого процесса. А так как вид окончательного многообразия Калаби–Яу влияет на массы частиц и свойства взаимодействий, то космологическая эволюция и состояние в момент рождения Вселенной сильно влияют на наблюдаемые сегодня физические явления.

Мы не знаем, какими были начальные условия во Вселенной. У нас даже нет идей, понятий и языка, которые нужно использовать для их описания. По нашему мнению, безумные начальные условия с бесконечнойэнергией, плотностью и температурой в стандартной и инфляционной моделях есть признак того, что эти модели неверны и дают неправильное описание действительно существовавших начальных условий. Теория струн позволяет улучшить описание, доказывая, что такие экстремальные условия можно обойти. Однако ни у кого так и нет ответа на вопрос, как всё начиналось на самом деле. Недостаточность наших знаний распространяется даже на более грубый уровень: мы не знаем, можно ли вообще ставить вопрос об определении начальных условий, или будет ли этот вопрос всегда лежать за рамками любой теории, и задавать его столь же бессмысленно, сколь бессмысленно пытаться с помощью теории относительности пролить свет на то, с какой силой бросили мяч. Некоторые физики, такие как Хокинг и Джеймс Хартл из Калифорнийского университета, предпринимали отчаянные попытки направить вопрос о начальных космологических условиях в русло теоретической физики, но все эти попытки заканчивались плачевно. В настоящее время наш уровень понимания космологии в контексте теории струн/M-теории слишком примитивен для того, чтобы определить, достоин ли кандидат на «теорию всего» своего высокого предназначения, и определяются ли в его рамках начальные космологические условия, которые могут быть возведены затем в ранг физических законов. Это — главная тема будущих исследований.

Однако, даже безотносительно от проблемы начальных условий и их влияния на последующие зигзаги космической эволюции, в последнее время высказываются спекулятивные предположения о том, что существуют и другие потенциальные ограничения на способность объяснения мира любой окончательной теорией. Неизвестно, верны эти предположения или нет; на современном уровне развития науки это, разумеется, не важно. Однако сам факт провоцирует умозрительные доводы о том, что в любой окончательной теории могут возникнуть серьёзные препятствия.

Идея основана на следующей возможности. Представим себе, что то, что мы называем нашей Вселенной, есть лишь крошечная часть гораздо более широких космологических просторов, один из бесчисленного множества островов грандиозного космологического архипелага вселенных. Конечно, такое предположение может показаться искусственным (и оказаться, в конце концов, неверным), но существует конкретный механизм, который приводит к такой ситуации. Этот механизм был предложен Андреем Линде, обнаружившим, что рассмотренный выше резкий и кардинальный взрыв с инфляционным расширением мог быть не однократным. Напротив, согласно Линде, условия для возникновения инфляционного расширения могли создаваться многократно в рассеянных по пространству изолированных областях, каждая из которых затем проходила свою стадию расширения и формировала свою вселенную. И в каждой из этих вселенных процесс продолжается: в удалённых областях старых вселенных появляются ростки новых, и паутина расширяющихся вселенных продолжает разрастаться до бесконечности. Терминология становится немного громоздкой, но в духе веяний моды, дадим этому существенно обобщённому понятию вселенной название мульти-вселенная [20] , а компоненты мульти-вселенной будем называть вселенными.

Важно отметить, что из утверждения главы 7 о единстве и согласованности законов физики во всей нашей Вселенной не следует то, что на эти законы будут влиять законы физики в других вселенных, коль скоро эти вселенные отделены от нашей или, по крайней мере, находятся так далеко, что свет из этих вселенных ещё не дошёл до нас. Поэтому можно допустить, что физика в разных вселенных разная. В некоторых вселенных различия могут быть небольшими. Например, масса электрона или константа связи сильных взаимодействий могут отличаться на тысячные доли процента. В других вселенных могут быть более существенные различия. Например, u– кварк может весить в 10 раз больше, чем u– кварк в нашей Вселенной, а электромагнитное взаимодействие может быть в 10 раз сильнее, чем у нас, со всеми вытекающими последствиями для жизни звёзд и для свойств окружающего мира, рассмотренных в главе 1. Наконец, могут быть вселенные, разительно отличающиеся от нашей: набор элементарных частиц и взаимодействий может быть совершенно иным; даже число протяжённых измерений может отличаться. Для некоторых вселенных это число может быть равно нулю или единице, а для других — восьми, девяти или даже десяти. Если дать волю фантазии, даже сами законы могут быть совершенно разными в разных вселенных. Число возможностей бесконечно.

Но в этом-то и дело. Если перебрать вселенные из этого огромного архипелага, окажется, что в большинстве из них нет благоприятных условий для жизни, по крайней мере в нашем её понимании. Для вселенных с существенно иными характеристиками это ясно: если бы наша Вселенная действительно выглядела, как вселенная Садового шланга, жизнь на ней, в нашем понимании, была бы невозможной. Однако даже очень слабые различия с нашим физическим миром повлияли бы на процесс образования звёзд и, например, на их способность служить космическими фабриками по производству сложных жизненно-важных атомов (таких, как углерод или кислород), которые разлетаются по всей Вселенной в результате взрывов сверхновых. Если, учитывая высокую чувствительность жизни к деталям физической конструкции, задаться теперь вопросом о том, почему взаимодействия и частицы в природе именно такие, какими мы их наблюдаем, то напрашивается следующий возможный ответ. На просторах мульти-вселенной они могут сильно отличаться, так что физические свойства в других вселенных могут бытьи являютсядругими. Уникальность наблюдаемых нами свойств как раз в том, что в этих условиях возможно возникновение жизни. А жизнь, точнее жизнь разумных существ, есть необходимая предпосылка самого вопроса о том, почему свойства нашей Вселенной именно такие. Или, выражаясь яснее, они такие, потому что если бы они были другими, некому было бы задавать этот вопрос. Подобно тому, как удивление игрока, выигравшего в смертельную русскую рулетку с ничтожным шансом выжить, ослабевает с осознанием того, что в случае проигрыша некомубыло бы удивляться, принятие гипотезы мульти-вселенной снижает потребность получить объяснение, почему наша Вселенная выглядит так, а не иначе.