Читать онлайн «Мир многих миров. Физики в поисках иных вселенных.». Страница 47

76

Далее в главе 17 мы увидим, что в действительности есть серьезные основания верить в существование совершенно не связанных вселенных.

Нашим возможностям путешествовать в другие О-регионы может помешать наблюдаемое ускорение расширения Вселенной, вызванное постоянной энергией вакуума. В этом случае галактики других О-регионов будут удаляться все быстрее и быстрее, и мы никогда не сможем их догнать. Некоторые модели, однако, предсказывают, что энергия вакуума будет постепенно снижаться, как это происходило в период инфляции. В таком случае не будет никаких принципиальных ограничений на дальность путешествий.

Пример энергетического ландшафта, предназначенного для того, чтобы избежать вечной инфляции, показан на следующем рисунке (сравните с рис. 6.4).

Плоская вершина холма, ответственная за вечную инфляцию, заменена крутым пиком. В то же время пологий склон должен быть сохранен, поскольку без него инфляции не будет вовсе. Такие ландшафты вряд ли могут появиться в физике элементарных частиц. Практически во всех предложенных на сегодня моделях инфляция вечна.

Некоторые этические следствия новой картины мира обсуждаются в статье "Philosophical implications of inflationary cosmology" ("Философские следствия инфляционной космологии"), написанной мною в соавторстве с философом Джошуа Ноубом (Joshua Knobe) и моим коллегой по Тафтсу Кеном Оламом (Ken Olum), которая опубликована в марте 2006 года в The British Journal of the Philosophy of Science.

Наносекунда — одна миллиардная доля секунды.

Первое надежное измерение флуктуации электромагнитного вакуума выполнено только в 1990-х годах методом, предложенным десятки лет назад голландским физиком Хендриком Казимиром. Две металлические пластины помещают в вакууме параллельно друг другу. Металл подавляет электромагнитные колебания, и это приводит к уменьшению вакуумных флуктуации между пластинами. Давление флуктуирующих полей на внешние поверхности пластин оказывается больше, чем на внутренние, что приводит к появлению силы, прижимающей пластины друг к другу. Эта сила очень мала и быстро спадает с увеличением расстояния между пластинами. Измерения проводились с пластинами, разделенными интервалом в один микрон (миллионную долю метра).

Они называются в часть Шатьендраната Бозе и Эрнико Ферми, которые сформулировали их отличительные свойства.

Названы в честь немецкого математика XIX века Германа Грассмана, который ввел их в оборот.

Про уравнение говорят, что оно обладает симметрией, если существует некоторая операция, при которой оно остается неизменным. Например, уравнение x + y = 1 не меняется, если поменять местами x и y.

Именно это происходит в тех теориях элементарных частиц, где есть особый вид симметрии, называемый суперсимметрией. Бозоны и фермионы в таких теориях появляются парами, так что каждая бозе-частица имеет фермионного партнера и наоборот. Частицы-партнеры в каждой паре имеют одинаковую массу, а ваккумные энергии фермионов и бозонов в точности сокращаются. Поэтому полная плотность энергии вакуума равна нулю.

Это могло бы оказаться изящным решением проблемы космологической постоянной, но беда в том, что наш мир определенно не суперсимметричен. В противном случае на ускорителях наблюдалось бы рождение многочисленных партнеров электронов, кварков и фотонов. Кроме того, даже в суперсимметричном мире космологическая постоянная сокращается только в отсутствие гравитации. Если же принять ее в расчет, то энергия вакуума приобретает большое отрицательное значение.

Численное значение массы зависит от используемых единиц измерения — граммов, унций или атомных единиц, но соотношение двух масс, такое как 1836, не зависит от нашего выбора.

Craig J. Hogan, "Quarks, electrons and atoms in closely related universes", in Universe or Multiverse, ed. by B.J. Carr, Cambridge University Press, Cambridge, 2006 (Крэйг Хоган, "Кварки, электроны и атомы в тесно связанных вселенных" в сб. "Вселенная или мультиверс" под редакцией Б.Дж. Карра).

Значения некоторых из этих констант, в особенности тех, что описывают свойства нейтрино, до сих пор неизвестны.

Распад сопровождается испусканием антинейтрино.

На более глубоком уровне протоны и нейтроны состоят из кварков, так что боле корректно рассматривать массы нуклонов как величины, производные от масс кварков, которые уже являются настоящими фундаментальными постоянными. Это, однако, не меняет общего вывода. Изменение масс кварков на несколько процентов приводит либо к нейтронному, либо к водородному миру.

Заметим, что даже после усиления в миллион раз гравитация по-прежнему будет в 1034 раза слабее электромагнетизма.

Многочисленные наглядные примеры тонкой настройки фундаментальных постоянных обсуждаются в статье Бернарда Карра и Мартина Риса в журнале Nature (Bernard J. Carr and Martin J. Rees in Nature, vol. 278, p. 605, 1979), и в книгах "Случайная Вселенная" Пола Дэвиса (Paul C.W. Davies, The Accidental Universe, Cambridge University Press, Cambridge, 1982), "Антропный космологический принцип" Джона Барроу и Фрэнка Типлера (John D. Barrow, Frank J. Tipler, The Anthropic Cosmological Principle, Oxford University Press, Oxford, 1986) и "Вселенные" Джона Лэсли (Universes, Routledge, London, 1989). Легко доступные для понимания популярные обзоры даны в книгах Мартина Риса "До начала: наша Вселенная и другие" (Martin Rees, Before the Beginning: Our Universe and Others, Addison-Wesley, Reading, 1997) и "Всего шесть чисел" (Martin Rees, Just Six Numbers, Basic Books, New York, 2001).

Ныне он работает в обсерватории Медон во Франции.

В. Carter, "Large number coincidences and the anthropic principle in cosmology", in Confrontation of Cosmological Theories with Observational Data, ed. by M.S. Longair, Reidel, Boston, 1974, p. 132. (Б. Картер, "Совпадение больших чисел и антропный принцип в космологии" в сб. "Сопоставление космологических теорий с наблюдательными данными" под ред. М.С. Лонгэйра).

Философы часто определяют Вселенную как "все сущее". Тогда, конечно, не может быть никаких других вселенных. Физики обычно не используют данный термин в столь широком смысле и говорят о совершенно не связанных, самодостаточных пространствах-временах как об отдельных вселенных. Здесь я следую именно этой физической традиции.

Звезды менее массивные, чем Солнце, живут дольше. Однако они склонны к нестабильности и подвержены вспышкам, способным уничтожить жизнь на планетах. Мы предполагаем, что планеты, обращающиеся вокруг таких звезд, не годятся на роль дома для потенциальных наблюдателей.

Можно представить, что высокоразвитая цивилизация сумеет пережить смерть звезд, используя ядерную или приливную энергию для поддержания жизни. Но более вероятным кажется, что цивилизации живут относительно недолго. Я касаюсь этого вопроса в примечании i в конце этой главы.

Дикке обнародовал этот аргумент в 1961 году в ответ на захватывающую гипотезу, выдвинутую знаменитым британским физиком Полом Дираком. Дирак был поражен слабостью гравитации, которая в 1040 раз слабее электромагнитного взаимодействия. Он также заметил, что видимая Вселенная в 1040 раз больше протона. Мысль Дирака состояла в том, что это не может быть простым совпадением, и предположил, что эти два числа должны быть каким-то образом связаны. Но размер наблюдаемой Вселенной увеличивается во времени, и поэтому его отношение к размерам протона в последующие эпохи будет расти. Это привело Дирака к заключению, что другое число, выражающее слабость гравитации, тоже должно увеличиваться: гравитация должна становиться все слабее.

Аргумент Дикке дал совершенно иной взгляд на совпадение больших чисел. Мы наблюдаем Вселенную не в произвольную эпоху, а в то время, когда ее возраст сравним со временем жизни звезд. Дикке показал, что именно в это время дираковские большие числа действительно близки друг к другу. (Это не совпадение: видимая Вселенная велика, поскольку велика продолжительность жизни звезд, а она, в свою очередь, связана со слабостью гравитации, что и задает связь между двумя большими числами.) Таким образом, совпадение автоматически обеспечивается в эпоху, когда могут существовать наблюдатели, и не требуется постулировать никакого ослабления гравитации. Точные астрономические измерения позднее показали, что сила гравитации остается постоянной с очень высокой точностью. Если и есть изменения, они должны быть меньше, чем 1 к 1011 в год, — гораздо меньше, чем требует гипотеза Дирака.