|
Кривизна делает Вселенную непригодной для разумной жизни
|
|
|
|
Мультивселенные находятся за пределами нашей видимости, а значит, получить прямое доказательство их существования невозможно. По этой причине не все относятся к идее множественных миров всерьез. И все-таки она привлекает интерес ученых, так как позволяет объяснить особенности наблюдаемой Вселенной. В книге «Очарование мультивселенной. Параллельные миры, другие измерения и альтернативные реальности» (издательство «Individuum»), переведенной на русский язык Александром Сергеевым, физик Пол Халперн рассказывает о различных гипотезах мультивселенной: от многомерных пространств до струнного ландшафта. Предлагаем вам ознакомиться с фрагментом о том, почему разумная жизнь могла выжить только во Вселенной с определенной геометрией.
|
|
Голая правда
|
|
|
|
Казалось бы, нумерологии нет места в физике. Тем не менее иногда числовые закономерности приводили к важным открытиям. Например, в начале 1960-х годов физик Мюррей Гелл-Манн, изучив свойства некоторых элементарных частиц, распределил их на группы и на этой основе сделал вывод о существовании других, доселе неизвестных частиц, которые были открыты впоследствии.
|
|
|
|
|
|
|
Когда в 1937 году нобелевский лауреат Поль Дирак, один из величайших гениев теоретической физики, успешно предсказавший существование антиматерии (двойников частиц с противоположным электрическим зарядом, например позитронов — положительно заряженных аналогов электронов), выдвинул гипотезу больших чисел (ГБЧ), часть теоретиков восприняла это очень серьезно. Отчасти основываясь на более ранних рассуждениях Артура Эддингтона, Дирак предложил способ объяснить ключевые особенности Вселенной, связав между собой некоторые чрезвычайно большие соотношения физических констант — каждое порядка 1040 (1 с 40 нулями). Он предположил, что значения, которые мы считаем константами, могут меняться с течением времени, но так, чтобы сохранялись эти большие соотношения. Например, отношение возраста Вселенной ко времени, которое требуется свету, чтобы пройти классический радиус электрона, сравнимо с отношением электрического притяжения электрона и протона к их гравитационному притяжению — каждое составляет около 1040. Возведите это огромное число в квадрат и получите 1080 — примерно столько нуклонов (протонов и нейтронов) содержится в наблюдаемой Вселенной. Дирак предположил, что сила гравитации должна ослабевать со временем, чтобы эти совпадения сохранились.
|
|
|
|
К концу 1950-х — началу 1960-х годов идея Дирака нашла важного сторонника в лице Дикке, который изучал альтернативы общей теории относительности. Принятие Дикке идеи о том, что гравитационную постоянную G следует заменить изменяющимся скалярным полем (то есть теории Бранса — Дикке), стало прямым следствием его интереса к гипотезе больших чисел Дирака. В отличие от него, Дикке был экспериментатором и стремился проверять свои гравитационные гипотезы с помощью физических и астрономических наблюдений. Как вспоминал Пиблз, Дикке однажды заключил дружеское пари с Уилером: первый надеялся, что в результате измерения гравитационного искривления света будут обнаружены отклонения от предсказаний общей теории относительности, а второй предполагал, что она будет подтверждена
|
|
|
|
. К сожалению для Дикке, общая теория относительности пока подтверждается всеми проверками без исключения. Нет никаких доказательств изменения гравитационной постоянной.
|
|
|
|
Независимо от обоснованности своей гипотезы Дикке внес ценный вклад в космологию, подчеркнув, что сам факт нашего существования — и вообще возможности жизни на Земле — накладывает строгие ограничения на пути развития Вселенной. Его анализ стал важной предтечей того, что теперь называют антропным принципом. Возьмем, к примеру, гипотезу больших чисел. Дикке считал, что такие огромные величины отражают стадию развития Вселенной, на которой мы находимся, и которая характеризуется гораздо более сложными эволюционными процессами, чем примитивное поведение элементарных частиц в атомном масштабе. Большое число шагов, необходимых для эволюции, задает временной масштаб появления человечества, намного превышающий время атомных переходов, что приводит к очень большому числу как их соотношению. Как он отметил в своей работе
|
|
|
|
1957 года, «человек со всей его сложностью не мог бы развиться за характерное атомное время».
|
|
|
|
В начале 1960-х годов, когда Мизнер учился в Принстоне, Дикке обсудил с ним еще одну космическую ситуацию, имеющую отношение к существованию жизни. Мизнер называл это парадоксом Дикке. Тот указал, что близость геометрии Вселенной к плоской благоприятна для живых существ. Фридман описал три возможных модели изотропной однородной Вселенной: с положительной кривизной, с отрицательной кривизной и с нулевой кривизной, который также называют плоским. Анизотропные и неоднородные модели имеют гораздо больше вариантов кривизны и могут быть такими же мятыми, как простыни в общежитии, брошенные на пол. Несмотря на все эти возможности, Дикке отметил, что сегодня Вселенная кажется практически плоской. Это хорошо, потому что сильная положительная кривизна привела бы к коллапсу Вселенной задолго до того, как появились звезды с планетами, подобными Земле. Сильная отрицательная кривизна привела бы к гораздо более быстрому расширению Вселенной на ранних этапах, не допустив гравитационной кластеризации, необходимой для формирования звезд и галактик. Наше существование хорошо согласуется с почти плоским космосом.
|
|
|
|
Исследование Мизнером анизотропных моделей и обнаружение хаотического поведения в некоторых из них (хаос в вакууме демонстрирует не только IX тип Бьянки, но и VIII тип) заставило задуматься о том, какой диапазон ранних условий мог привести к современной почти изотропной и плоской конфигурации, ведь начальная сингулярность могла породить Вселенную с любой геометрией. Можно представить себе мультивселенную с конкурирующими геометриями: одни стартуют плоскими, как блин, другие — сморщенными, как шкура шарпея, и каждая претендует на то, чтобы развиться в достаточно плоскую и гладкую Вселенную, напоминающую нашу собственную. Кто из морщинистых сможет разгладиться?
|
|
|
|
Ответ, как указывается в работах математика Кристофера Барри Коллинза и Стивена Хокинга, а также Дикке и Пиблза, весьма удивителен. В статье 1973 года «Почему Вселенная изотропна?» Коллинз и Хокинг рассмотрели все многообразие анизотропных моделей и обнаружили, что с течением времени они склонны к уменьшению изотропности. Их неоднородности растут, а не уменьшаются, что приводит к увеличению неравномерности. По сути, вероятность того, что анизотропное космическое начало вроде Вселенной Миксмастера сгладится с течением времени, равна нулю. По их мнению, лишь полностью изотропное начало может привести к изотропному результату — если только не существует механизма, отбирающего такие модели.
|
|
|
|
Позднее Дикке и Пиблз подсчитали
|
|
|
|
, что для достижения нынешней почти плоской геометрии через секунду после Большого взрыва параметр омега, который численно описывает плоскостность нашей Вселенной в данный момент времени, где единица означает идеальную плоскость, должен был быть равен единице с точностью до одной части из 1015 (за единицей следует 15 нулей). Другими словами, если бы первозданная Вселенная была даже слегка искривленной, к настоящему времени она стала бы чрезвычайно искривленной, а не достигла бы того почти плоского состояния, которое мы наблюдаем в реальности. Поразительные результаты этих исследований убеждают, что плоскостность действительно нуждается в тонкой настройке. Эту дилемму называют проблемой плоскостности.
|
|
|
|
Ссылаясь на Дика и Брэндона Картера, которого они знали по Кембриджу, Коллинз и Хокинг завершили свою статью предположением, что существует множество Вселенных (объединенных в то, что позже назовут мультивселенной), среди которых по крайней мере одна — наша — была достаточно изотропной и плоской, чтобы в ней успели сформироваться звезды вроде Солнца, вокруг которых обращаются планеты с разумной жизнью. Если бы мы не оказались в такой благоприятной для жизни Вселенной, нас просто не существовало бы. В большинстве, если не во всех других Вселенных, водород, который в конце концов трансформировался в ходе термоядерных реакций и превратился в углерод и другие элементы, был либо уничтожен при Большом схлопывании космоса*
|
|
|
|
, чем-то напоминающем черную дыру, либо рассеялся так быстро, что так и не успел образовать скопления. Только в плоской изотропной Вселенной мы могли бы дожить до рассказа этой истории. Коллинз и Хокинг описывают это очень выразительно:
|
|
|
|
Наиболее привлекательный ответ [на вопрос об изотропии] — идея Дикке и Картера о том, что существует очень большое количество Вселенных со всеми возможными комбинациями начальных условий и фундаментальных констант. В тех Вселенных, где скорость расширения не превышает аналог второй космической скорости для материи, небольшие возмущения плотности не успеют развиться в галактики и звезды до того, как Вселенная вновь сколлапсирует. Во Вселенных со скоростью расширения, превышающей вторую космическую для материи, малые возмущения плотности тоже будут иметь скорость, превышающую скорость убегания, и поэтому не будут образовывать связанные системы. Лишь в тех Вселенных, скорость расширения которых близка ко второй космической, можно ожидать формирования галактик, и мы обнаружили, что такие Вселенные в целом приближаются к изотропии. Поскольку существование галактик — необходимое условие для развития разумной жизни, ответ на вопрос «почему Вселенная изотропна?» звучит так: «Потому что мы здесь».
|
|
|
|
Упомянув понятие мультивселенной почти сразу после того, как Девитт популяризировал многомировую интерпретацию квантовой механики, Коллинз и Хокинг привлекли к идее параллельных Вселенных еще больше внимания. Они также обратили внимание на Картера, только начинающего свою карьеру. Вскоре ему предстоит еще многое сказать об идее выбора нашей Вселенной из множества вариантов на основе ее благоприятности для разумной жизни.
|
|
|
|
Подробнее читайте:
|
|
Халперн, Пол. Очарование мультивселенной. Параллельные миры, другие
|
|
измерения и альтернативные реальности / Пол Халперн; [пер. с англ. А. Сергеева под науч. ред. А. Шейкина] — М.: Individuum, Эксмо, 2025. — 360 с.
|
|
|
|
Источник
|
