В середине 2000‐х годов сообщество теоретических физиков было потрясено серией статей физика Майкла Р. Дугласа из Ратгерского университета и ряда других исследователей. Эти работы содержали оценки колоссального числа пространств Калаби – Яу в различных вариантах теории струн и в М-теории. В одной из работ, написанной совместно с Суджаем Ашоком, тогдашним аспирантом Университета Ратгерса, рассматривался конкретный тип теории струн, и была получена ошеломляющая цифра 4 × 1021: четыре миллиарда раз по триллиону. Затем последовал более общий обзор темы в сотрудничестве с Шамитом Качру из Стэнфорда[134], в котором был сделан вывод, что число конфигураций должно составлять как минимум 10500. Эта величина выходит за рамки того, что называют астрономически большими числами, поскольку в астрономии нет ничего, что могло бы с ней сравниться. Невозможно даже представить себе количество, выраженное цифрой 1, за которой следуют 500 нулей. И все же, как бы странно это ни звучало, каждая из этих возможных конфигураций соответствует своей версии законов природы и правил для Вселенной. Если все они в каком-то смысле физически реализуемы, реальность окажется мультивселенной невообразимой сложности. В таком случае количество Вселенных в мультивселленой будет на много порядков больше числа атомов в наблюдаемой Вселенной.
Столкновение с такой необъятностью может вызывать ужас, восторг или даже издевательский смех. Однако для некоторых теоретиков это стало вызовом и, если хотите, шансом прикоснуться к одной из важнейших научных загадок: почему космологическая постоянная, измеренная астрофизиками, так мала, но не равна нулю?
Космологическую постоянную впервые ввел Эйнштейн для стабилизации Вселенной, но после того как Хаббл обнаружил, что далекие галактики удаляются от нас, подтверждая расширение Вселенной, Эйнштейн отказался от этой концепции. Однако в последние годы космологическая постоянная обрела новые смыслы. Например, Вайнберг и другие теоретики рассматривают ее как способ описания фундаментальной плотности энергии квантового вакуума: состояния, максимально близкого к пустоте, но тем не менее наполненного случайными квантовыми флуктуациями. Из-за возникновения и распада виртуальных частиц, которые, словно дельфины, поднимаются из глубины моря, а затем ныряют обратно, вакуум никогда не бывает по-настоящему пустым. Поэтому для любой квантовой теории поля, будь то Стандартная модель, супергравитация или различные версии суперструн, плотность энергии вакуума может быть рассчитана и проявляться как эффективная космологическая постоянная. И, подобно космологической постоянной, она будет способствовать расширению Вселенной.
Во-вторых, благодаря открытию, за которое в 1998 году была присуждена Нобелевская премия, стало ясно, что Вселенная расширяется с ускорением (это открытие сделали две группы ученых, одну из которых возглавлял Сол Перлмуттер, а другую – Брайан Шмидт и Адам Рисс). Это привело физиков к предположению, что у Вселенной есть невидимая, расталкивающая ее составляющая, получившая название темной энергии. Один из самых простых способов моделирования темной энергии – возвращение космологической постоянной в уравнения общей теории относительности. Это можно сравнить с включением в теорию дополнительной субстанции с отрицательным давлением, которая стремится раздувать пространство. Однако проблема в том, что стандартная квантовая теория поля предсказывает огромную величину космологической постоянной, в то время как ее значение, определенное по ускорению расширения Вселенной, очень мало. Это вопиющее несоответствие, для которого нет никакого объяснения в традиционной физике.
И все же в мультивселенной теории струн, которая определяется различными конфигурациями Калаби – Яу, порожденными компактификацией, существуют модели Вселенных с чрезвычайно низкими (или фактически нулевыми) космологическими постоянными. Это привело таких известных физиков, как Сасскинд и Вайнберг, к мысли о том, что наблюдаемая Вселенная может оказаться редкой птицей. Возможно, она имеет аномально низкое значение космологической постоянной. Но так как именно эта низкая космологическая постоянная привела к медленному расширению на ранних этапах эволюции Вселенной, что дало шанс на образование галактик, звезд, планет и жизни, получается, что если бы она была не такой маленькой, нас бы здесь не было, чтобы констатировать этот факт. Таким образом, используя антропный принцип, мы можем сузить 10500 возможных конфигураций до тех, которые имеют самую низкую космологическую постоянную.
На протяжении всей жизни Сасскинда сопровождали удивление и любопытство. В детстве он увлекался математикой, но скрывал это от других детей в своем неблагополучном районе. В юности он сказал своему отцу-сантехнику, который ничего не знал о теоретической физике: «Я хочу заниматься тем, чем занимался Эйнштейн»[135].
Сасскинд – один из пионеров теории струн, которого уважают за многолетнюю работу в этой области. Однако к началу XXI века он стал замечать, что идея, когда-то казавшаяся простой, превращается в нечто гораздо более запутанное. И все же в этом бесконечном буфете, где предлагаются бесчисленные блюда, чем больше вариантов, тем выше шанс найти что-то действительно стоящее. Не хотите ли попробовать низкокалорийную «легкую космологическую постоянную» – достаточно деликатную, чтобы избежать раздувания Вселенной? Возможно, такая найдется на огромном шведском столе конфигураций Калаби – Яу.
В 2000 году Рафаэль Буссо из Стэнфорда и Джозеф Полчински из Калифорнийского университета в Санта-Барбаре опубликовали важную статью, в которой попытались объяснить, почему измеренная космологическая постоянная, вызывающая ускоренное расширение Вселенной, так близка к нулю, но при этом не нулевая. Они показали, что в М-теории существуют необычные способы компактификации дополнительных измерений, которые приводят к таким конфигурациям энергетических полей, создающим пузырьковые Вселенные с маленькими значениями космологических постоянных (в условиях вечной инфляции). И даже если такие условия возникают редко, раз они вообще существуют, антропный принцип выделял бы их как идеальные для появления разумной жизни. Следовательно, компактификация в рамках М-теории обеспечивает узкое окно для благоприятных космологических условий, которые, как мы знаем – в соответствии с антропным принципом, – должны реализоваться, чтобы мы появились на свет.
Буссо и Полчински в своей статье подчеркивают:
Появление антропного принципа, даже в слабой форме, как здесь, не совсем желательно, но мы полагаем, что он необходим при любом подходе, где космологическая постоянная – динамическая переменная. Иными словами, малое значение нынешней космологической постоянной невозможно получить только из динамических соображений[136].
В 2003 году, с еще большей уверенностью в необходимости применения антропного принципа Сасскинд объединил его с теорией оптимизации – разделом математики, связанным с методами минимизации или максимизации функций, – чтобы попытаться решить проблему аномалии космологической постоянной. В эссе «Антропный ландшафт теории струн» он показал, что в мультивселенной, содержащей анклавы с различными струнными вакуумами (фундаментальными энергетическими условиями для теории струн, которые задаются различными способами компактификации дополнительных измерений в пространствах Калаби – Яу), скорее всего, найдутся такие, в которых значение космологической постоянной будет небольшим, но не нулевым. Назвав массив струнных вакуумов ландшафтом, он объяснил, как пузыри, образующиеся в процессе вечной инфляции, могут помочь исследовать этот ландшафт, пробуя все возможные варианты. Он писал: «Невероятно малая величина и очевидная тонкая настройка космологической постоянной делают до абсурдного невероятным, чтобы вакуум оказался в наблюдаемом диапазоне, если только не существует огромного числа решений с почти всеми возможными значениями [космологической постоянной]»[137].
Сасскинд полагал, что струнный ландшафт мог бы стать ареной космической битвы, где выживают наиболее приспособленные, и мерой приспособленности служит низкая, но не нулевая космологическая постоянная. Такая постоянная способствует медленному расширению Вселенной, что создает подходящие условия для формирования планетных систем, а в итоге – и для возникновения жизни. Вечная инфляция поставляет участников на эту эпическую космическую битву. Каждый космический пузырь, созданный в соответствии с теорией Линде, будет иметь космологическую постоянную, определяемую топологией (количеством дыр, скруток и так далее) его компактифицированного пространства Калаби – Яу. При расширении пузырей после завершения инфляционных взрывов почти все они будут иметь высокие значения космологических постоянных и быстро устремятся к забвению. Для нас, живых существ, такие пузыри станут проигравшими. Лишь немногие из них, с маленькими, но не нулевыми космологическими постоянными, смогут замедлить свое расширение, дать возможность гравитации формировать стабильные структуры и создать планетные системы, пригодные для жизни, где разумные существа смогут удивиться тому, что их Вселенная действительно уникальна. Мысль о том, что для обоснования малого, но не нулевого значения космологической постоянной необходимы и антропный принцип и мультивселенная, получила широкое распространение после того, как ее поддержал Вайнберг. Как и Виттен с Сасскиндом, Вайнберг был вундеркиндом. Он родился в 1933 году в Нью-Йорке в семье иммигрантов и уже в 16 лет был очарован физикой. Получив степень бакалавра в Корнелле в 1954 году, он в возрасте всего 21 года отправился в Институт теоретической физики Бора в Копенгагене на должность приглашенного исследователя. Вернувшись в США, он получил степень доктора философии в Принстоне в 1957 году.
Рисунок 19. Нобелевский лауреат Стивен Вайнберг, один из главных разработчиков Стандартной модели физики частиц и один из ведущих сторонников идеи мультивселенной. Источник: AIP Emilio Segrè Visual Archives
1960‐е и начало 1970‐х годов были для Вайнберга очень продуктивным периодом. Его выдающийся вклад в теорию электрослабого объединения в период работы в Беркли, Массачусетском технологическом институте и Гарварде принес ему не только Нобелевскую премию, но и глубочайшее уважение со стороны физического сообщества за его скрупулезный подход к квантовой теории поля. В то же время в общественном сознании его популяризаторская работа – немного суховатая, без гиперболизации, но содержащая много ценной, тщательно и четко объясненной информации, – сделала его авторитетным голосом науки.
Поэтому многие физики были удивлены, когда в 2005 году Вайнберг, к тому времени профессор Техасского университета в Остине, поддержал идею мультивселенной и предложил использовать сильный антропный принцип в качестве способа отсеивания альтернатив. Одни были в восторге, другие разочарованы. К последним относится Питер Войт из Колумбийского университета, который написал в своем блоге:
То, что Вайнберг считает «воодушевлением», некоторые другие характеризуют как депрессию и отчаяние. Его «радикальная перемена в том, что мы принимаем за допустимую основу для физической теории», заключается, похоже, в отказе от идеи фундаментальной теории, которая предсказывает явления, и в принятии парадигмы «антропных рассуждений» о том, как следует заниматься физикой[138].
Доклад Вайнберга «Жизнь в мультивселенной» был представлен в Тринити-колледже Кембриджа, выложен на сайте arXiv (произносится как «архив», поскольку буква «X» обозначает греческую заглавную букву «хи»), а затем опубликован в сборнике под редакцией Бернарда Карра «Вселенная или мультивселенная?» В ней, после краткого исторического обзора попыток объединения, Вайнберг утверждает, что следующим шагом вперед, вероятно, будет использование отсева по признаку нашего существования для объяснения тонкой настройки Вселенной, а не традиционных расчетов. Антропные соображения будут необходимы, чтобы из всех ветвей сложной мультивселенной, связанной с чрезвычайно запутанным струнным ландшафтом, отобрать те, которые пригодны для жизни. Он назвал этот шаг «новым поворотным пунктом, радикальной переменой в том, что мы принимаем за допустимую основу для физической теории»[139].
Позднее Вайнберг рассказал, как он пришел к идее применить антропный принцип к струнной мультивселенной:
Меня долгое время беспокоила космологическая постоянная, я задавался вопросом, почему она не огромна. Мы знали, что она на много, много, много порядков меньше, чем можно предположить из подсчетов на коленке. Это была большая загадка. На своих лекциях в Гарварде я прошелся по всем имеющимся предложениям, о которых я знал. Все они оказались бесполезными, за исключением возможности антропного объяснения. Оно заключается в том, что мы находимся лишь в одной Вселенной из множества, в большинстве из которых космологическая постоянная очень велика. И только в тех, где она мала, может возникнуть жизнь, потому что только в них могут образовываться галактики и звезды[140].
Сасскинд и Вайнберг были далеко не единственными физиками своего времени, пришедшими к выводу, что для продвижения вперед могут потребоваться антропные рассуждения и некая разновидность мультивселенной. Среди ученых, публиковавших работы на эту тему в конце 1990‐х и в начале – середине 2000‐х годов, были шведско-американский физик Макс Тегмарк, израильско-американский астрофизик Марио Ливио и английский космолог Мартин Рис. Теоретик Хуан Малдасена из Института перспективных исследований замечательно резюмировал причины такого поворота:
Я думаю, что мультивселенная дает самое простое объяснение космологической постоянной в теории, где она не составляет фундаментального параметра. Предположим, у нас есть теория, в которой космологическую постоянную в принципе можно вычислить, как в теории струн, где она зависит от деталей внутренней геометрии. Тогда ее естественное значение будет очень большим по абсолютной величине, но может иметь любой знак. При изменении характеристик свернутого пространства она будет меняться случайным образом. Поэтому, если существует огромное количество решений, вполне возможно, что одно из них окажется тем, которое мы наблюдаем. Вопрос состоит в том, как нам следует представлять эту мультивселенную. Существуют ли все ее составляющие одновременно в удаленных друг от друга регионах или же все они – лишь возможности, как в модели множества миров Эверетта?[141]
Физик Гордон Кейн отметил, что для вечной инфляции необходимы определенные начальные условия. Поэтому отсутствие этих предпосылок в самых разных пространствах может отсеять бóльшую часть струнного ландшафта еще до образования пузырей. Это значительно сузило бы круг возможностей, поскольку подавляющему большинству из них не суждено стать реальными Вселенными. Он заметил: «Инфляция не запускается в мире автоматически… Любая теория, которая не дает инфляции, не представляет интереса. Возможно, в 99 % всех миров мультивселенной не существует инфляции»[142].
Другими словами, может оказаться, что из 10500 способов компактификации подавляющее большинство порождает абсолютно бесполезные пространства. Если лишь ничтожная доля вариантов порождает такие квантовые теории поля, в которых энергетические профили скалярных полей подходят для запуска инфляции, сузить возможных кандидатов будет гораздо проще. Наконец, если из этой крошечной доли лишь незначительная часть дает малые, но не нулевые космологические постоянные, разнообразие вариантов теории струн может существенно сократиться. Тогда мечта струнных теоретиков о создании теории всего станет гораздо более реалистичной.