Свойства любого объекта Вселенной от молекулы ДНК до гигантских галактик определяются в конечном счете несколькими числами — так называемыми фундаментальными постоянными. К числу этих констант относятся массы элементарных частиц и параметры, характеризующие силу четырех фундаментальных взаимодействий — сильного, слабого, электромагнитного и гравитационного. Протон, например, на 0,14% легче нейтрона и в 1836 раз массивнее электрона. Гравитационное взаимодействие между двумя протонами в 10⁴⁰ раз слабее их электрического отталкивания. На первый взгляд эти числа кажутся совершенно произвольными. Пользуясь метафорой Крэйга Хогана, можно представить себе Творца, сидящего за пультом управления Вселенной и крутящего различные регуляторы для настройки констант: "Поставить 1835 или 1836?"

Но не скрывается ли за внешне случайным набором чисел некая система? Возможно, нет никаких регуляторов для подстройки и все числа предопределены математической необходимостью? Давняя мечта физиков — вывести в конце концов значения всех постоянных из некоторой фундаментальной теории, которую еще предстоит открыть.

Однако сегодня нет никаких признаков того, что выбор констант предопределен. Стандартная модель элементарных частиц, которая описывает сильное, слабое и электромагнитное взаимодействия всех известных частиц, содержит 25 "подстраиваемых" констант. Их значения определяются из наблюдений. Вместе с недавно открытой космологической постоянной имеется 26 фундаментальных постоянных, которые описывают физический мир. Этот список может расшириться, если будут открыты новые типы частиц или взаимодействий.

То, как Творец выбрал значения констант, может показаться простым капризом, и все же удивительным образом за ними, похоже, стоит некая система, хотя и не в обычаях физиков полагаться на нее. Исследования в различных областях физики обнаружили, что многие существенные особенности нашей Вселенной чувствительны к точному значению некоторых констант. Если бы Творец повернул регуляторы немного иначе, Вселенная оказалась бы совершенно иной. И, скорее всего, в ней не было бы ни нас, ни любых других живых существ, способных ею восхищаться.

Для начала рассмотрим влияние массы нейтрона. Как было сказано, она чуть больше массы протона, что позволяет свободному нейтрону распадаться на протон и электрон. Предположим теперь, что мы повернули регулятор массы нейтрона в сторону меньших значений. Внесем очень маленькую коррекцию, не больше 0,2%, чтобы соотношение масс протона и нейтрона изменилось на противоположное. Теперь протоны становятся нестабильными и распадаются на нейтроны и позитроны. Протоны по-прежнему могут оставаться стабильными внутри атомных ядер, но если повернуть ручку сильнее, они будут распадаться и там. В результате ядра потеряют свой электрический заряд, атомы распадутся, поскольку нечему будет удерживать электроны на околоядерных орбитах. Свободные электроны будут образовывать тесные пары с позитронами. Сплетаясь в смертельном танце, они быстро аннигилируют, превратившись в фотоны. Мы в итоге останемся в "нейтронном мире", состоящем из изолированных нейтронных ядер и излучения. В этом мире не будет химии, не будет сложных структур и не будет жизни.

Теперь повернем регулятор массы нейтрона в другую сторону. И вновь увеличение массы лишь на малую долю приведет к катастрофическим изменениям. С увеличением массы нейтроны становятся более нестабильными и с некоторого момента начинают распадаться внутри атомных ядер, превращаясь в протоны. Ядра после этого разрываются из-за электрического отталкивания протонов, которые, обретя свободу, объединяются с электронами и образуют атомы водорода. Получается довольно скучный "водородный мир", в котором не может существовать никаких других элементов.

Продолжим наше исследование и на этот раз посмотрим, какой эффект окажет изменение силы фундаментальных взаимодействий между частицами. Слабое взаимодействие не играет большой роли в современной Вселенной, за исключением грандиозных звездных взрывов — сверхновых. Когда массивная звезда исчерпывает свое ядерное горючее, ее внутреннее ядро коллапсирует под действием собственного веса. При этом выделяется громадная энергия, которая по большей части распространяется в виде слабо взаимодействующих нейтрино. Фотоны и другие частицы, которые участвуют в сильном или электромагнитном взаимодействиях, остаются в ловушке сверхплотного коллапсирующего ядра. По пути наружу нейтрино срывают внешние слои звезды, вызывая колоссальный взрыв. Если бы слабое взаимодействие было существенно сильнее, чем в действительности, нейтрино не могли бы вырваться из ядра, а если бы оно было намного слабее, нейтрино свободно проходили бы сквозь внешние слои, не увлекая их за собой. Таким образом, если существенно изменить силу слабого взаимодействия в ту или в другую сторону, астрономы лишатся одного из самых любимых своих зрелищ.

Думаете, вы сможете прожить и без них? Не спешите; не будем пока поворачивать регулятор. Последствия этих изменений на ранних стадиях космической эволюции могли оказаться куда более опустошительными. Как мы уже обсуждали в главе 4, тяжелые элементы, такие как углерод, кислород и железо, выковываются в звездных недрах, а затем рассеиваются взрывами сверхновых. Эти элементы чрезвычайно важны для образования планет и живых существ. Без сверхновых тяжелые элементы оставались бы похороненными внутри звезд, и в нашем распоряжении оставались бы только легкие, образовавшиеся во время Большого взрыва: водород, гелий и дейтерий с очень небольшой примесью лития, — не слишком подходящий для жизни набор.

Из четырех фундаментальных взаимодействий гравитация намного слабее всех остальных. Ее влияние существенно только при наличии больших скоплений материи — таких как галактики и звезды. На самом деле именно слабость гравитации делает звезды столь массивными: они должны быть достаточно велики, чтобы сжимать горячий газ до высокой плотности, необходимой для ядерных реакций. Если сделать гравитацию сильнее, звезды станут меньше и будут прогорать быстрее. Усиление гравитации в миллион раз уменьшит массы звезд в миллиард раз. Типичная звезда будет иметь массу Луны, а срок ее жизни составит около 10 000 лет (против 10 миллиардов лет для Солнца). Этого времени вряд ли хватит даже на то, чтобы в процессе эволюции развились простейшие бактерии. Но и куда меньшее усиление гравитации уже сделает Вселенную необитаемой. Стократный прирост, например, сделает время жизни звезд много меньше тех нескольких миллиардов лет, которые потребовались для появления разумной жизни на Земле.

Эти и многие другие примеры показывают, что наше присутствие во Вселенной зависит от тонкого баланса различных тенденций, который нарушился бы, будь фундаментальные постоянные существенно отличными от своих фактических значений. О чем говорит нам эта тонкая настройка констант? Указание ли это на Творца, который тщательно отрегулировал постоянные, чтобы сделать возможными жизнь и разум? Возможно. Но существует и совершенно иное объяснение.

Альтернативная точка зрения основывается на совершенно ином представлении о Творце. Вместо того чтобы дотошно проектировать одну Вселенную, он небрежно творит их одну за другой, порождая огромное число вселенных с различными и совершенно случайными значениями постоянных. Большинство этих вселенных не более интересны, чем нейтронный мир, но изредка совершенно случайно возникает вселенная с удачно подобранными параметрами, пригодными для жизни.

Если принять эту точку зрения, нам следует задаться вопросом: в какого типа мирах мы могли бы жить? Большинство вселенных окажутся мрачными и непригодными для обитания, но пожаловаться на это будет некому. Все разумные существа обнаружат, что находятся в редких благоприятных вселенных, и будут восхищаться удивительным подбором постоянных, делающих возможным их существование. Этот ход рассуждений известен как антропный принцип. Название было придумано в 1974 году кембриджским астрофизиком Брэндоном Картером, который предложил следующую формулировку принципа: "...все наши ожидания в отношении возможных наблюдений должны быть ограничены условиями, необходимыми для нашего существования как наблюдателей".

Антропный принцип — это критерий отбора. Он предполагает существование неких отдаленных доменов, где фундаментальные постоянные иные. Эти домены могут располагаться в далеких частях нашей собственной Вселенной или принадлежать другим, совершенно не связанным пространствам-временам. Совокупность доменов с самыми разнообразными свойствами называется мультиверсом — это термин был введен бывшим одноклассником Картера Мартином Рисом, ныне британским королевским астрономом. Далее в этой книге мы встретим три типа мультиверсных ансамблей. Первый состоит из множества регионов, принадлежащих одной Вселенной. Второй тип состоит из отдельных несвязанных вселенных. А третий представляет собой сочетание этих двух: он состоит из множества вселенных, в каждой из которых содержится множество различных регионов. Если мультиверс любого типа действительно существует, то неудивительно, что фундаментальные постоянные так хорошо подходят для жизни. В противном случае они с гарантией будут тонко настроены.

Антропную аргументацию также можно применить к изменениям наблюдаемых свойств во времени, а не только в пространстве. Одним из первых приложений антропного принципа стало объяснение Робертом Дикке современного возраста Вселенной. Он указал, что жизнь может возникнуть только после того, как в звездных недрах будут синтезированы тяжелые элементы. Это занимает несколько миллиардов лет. Элементы затем рассеиваются взрывами сверхновых, и нужно еще несколько миллиардов лет для образования второго поколения звезд и их планетных систем из продуктов взрывов и для протекания биологической эволюции. Так что первые наблюдатели не могли появиться ранее, чем через 10 миллиардов лет ПБВ. Также следует учесть, что звезды, подобные нашему Солнцу, исчерпывают свою ядерную энергию примерно за 10 миллиардов лет, и при этом галактические запасы газа для формирования новых звезд исчерпываются в том же масштабе времени. Примерно через 100 миллиардов лет ПБВ в наблюдаемой Вселенной останется очень мало солнцеподобных звезд. Если предположить, что жизнь исчезнет вместе со смертью звезд, то остается окно, скажем, между 5 и 100 миллиардами лет, когда могут существовать наблюдатели. Неудивительно, что современный возраст Вселенной попадает в это окно.

Использованный Дикке способ применения антропного принципа для получения интервала времени, в течение которого возможно наше существование, не выглядит бесспорным. Но Брэндон Картер, Мартин Рис и некоторые другие физики попытались пойти дальше, используя антропный принцип для объяснения тонкой настройки фундаментальных констант. Вот здесь-то и начинаются разногласия.

Антропный принцип в формулировке Картера является тривиальной истиной. Фундаментальные постоянные и наше местоположение в пространстве-времени не должны препятствовать существованию наблюдателей. В противном случае наши теории были бы логически непоследовательными. В такой интерпретации, в качестве элементарного логического требования, антропный принцип, конечно, бесспорен, но вместе с тем не слишком полезен. Однако любая попытка использования его в качестве объяснения тонкой настройки Вселенной вызывает неодобрительную и весьма резкую реакцию со стороны физического сообщества.

Для этого действительно есть довольно серьезные причины. Чтобы объяснить тонкую настройку, постулируется существование мультиверса, состоящего из далеких доменов, где фундаментальные постоянные иные. Проблема, однако, в том, что нет ни единого свидетельства в пользу этой гипотезы. Даже хуже — похоже, нет никакой возможности когда-либо подтвердить или опровергнуть ее. Философ Карл Поппер писал, что любое утверждение, которое не может быть фальсифицировано, не является научным. Из этого критерия, признаваемого большинством физиков, по-видимому, естественным образом следует, что антропное объяснение тонкой настройки является ненаучным. Другая, связанная с первой, линия критики говорит о том, что антропный принцип может служить для объяснения лишь того, что мы уже знаем. Он никогда ничего не предсказывает и потому не может быть проверен.

Успеху идеи не способствовала и аура туманных и бестолковых интерпретаций, окружающая тему антропного принципа в целом. А вдобавок ко всему в литературе приводится множество различных формулировок данного принципа (философ Ник Востром, автор книги по этой теме, насчитал их более тридцати). Ситуация отлично характеризуется цитатой из Марка Твена: "Исследования многих комментаторов уже пролили достаточно тьмы на этот предмет, и вполне возможно, что, продолжай они дальше в том же духе, мы скоро не будем ничего о нем знать". Даже сам термин "антропный" служит источником недоразумений, поскольку словно бы отсылает именно к человеческим существам, а не любым разумным наблюдателям.

Однако основной причиной столь эмоциональной реакции на антропные объяснения послужило, вероятно, ощущение предательства. Со времен Эйнштейна физики верили, что настанет день, когда все фундаментальные постоянные будут выведены из некой всеохватывающей окончательной теории. Обращение к антропным аргументам рассматривалось как капитуляция и вызывало реакцию в диапазоне от раздражения до открытой враждебности. Некоторые хорошо известные физики дошли до того, что стали называть антропные идеи "опасными" и говорить, будто они "развращают науку". Только в исключительных случаях, когда все иные возможности исчерпаны, может быть простительно упомянуть об "антропности", да и то не всегда. Лауреат Нобелевской премии Стивен Вейнберг однажды сказал, что физик, говорящий об антропном принципе, "подвергается такому же риску, как священник, рассуждающий о порнографии. Сколько бы он ее ни порицал, кое-кто все равно подумает, будто он немного интересуется предметом".

Если какая-то проблема и требовала применения крайних мер, то это проблема космологической постоянной. Различные вклады в плотность энергии вакуума будто сговорились компенсировать друг друга с точностью до 1 к 10¹²⁰. Это самый вопиющий и необъяснимый случай тонкой подстройки в физике. Андрей Линде был одним из первых смельчаков, применивших антропный подход к этой проблеме. Его не удовлетворяли туманные разговоры о "других вселенных", и он предложил конкретную модель, описывающую, каким образом космологическая постоянная может варьироваться и что способно вызывать ее изменения от одного места к другому.

Линде использовал все ту же идею, что и раньше. Помните маленький шарик, скатывающийся по энергетическому ландшафту? Шарик представляет собой скалярное поле, а высота, на которой он находится, — плотность энергии этого поля. Пока шарик катится вниз, его энергия вызывает инфляционное расширение Вселенной.

Линде взял из этой модели то, что различные высоты ландшафта соответствуют различным плотностям энергии. Он предположил существование другого скалярного поля со своим энергетическим ландшафтом. Чтобы не путать его с полем, ответственным за инфляцию, последнее мы будем в дальнейшем называть "инфлатоном" — это термин, обычно применяемый в физической литературе. В наших окрестностях инфлатон уже скатился к подножию своего энергетического холма. (Это случилось 14 миллиардов лет назад, в конце эпохи инфляции.) Чтобы новое поле не скатилось вниз слишком быстро, Линде ввел условие, что для него склон должен быть чрезвычайно пологим, намного более пологим, чем в модели инфляции. Любой уклон, каким бы малым он ни был, заставит поле в конце концов скатиться вниз. Но при меньшем уклоне понадобится больше времени, чтобы "заставить шарик катиться". Линде предположил уклон настолько малый, что за 14 миллиардов лет, прошедших с момента Большого взрыва, поле не изменилось существенным образом. Но если склон имеет огромную протяженность в обоих направлениях, плотность энергии может достигать очень больших положительных или отрицательных значений.

Полная плотность энергии вакуума — космологическая постоянная — получается путем добавления плотности энергии скалярного поля к плотностям энергии фермионов и бозонов, которые вычисляются в физике элементарных частиц. Даже если нет никакого чудесного сокращения вкладов разных частиц и их совокупный вклад в энергию вакуума велик, на склоне будет такой участок, где вклад скалярного поля окажется равен по величине и противоположен по знаку, так что полная плотность энергии вакуума оказывается нулевой. Предполагается, что в нашей части Вселенной скалярное поле очень близко к этому участку.

Если скалярное поле меняется от одной части Вселенной к другой, то и космологическая "постоянная" тоже будет переменной, и это все, что требуется для применения антропного принципа. Но что может вызывать вариации скалярного поля? На этот вопрос Линде тоже нашел хороший ответ!

Еще до Большого взрыва в процессе вечной инфляции поле подвержено случайным квантовым флуктуациям. Поведение поля по-прежнему можно описывать как случайные блуждания пьяниц, расходящихся с вечеринки (см. главу 8). В данном случае уклон холма слишком мал, чтобы оказывать на них какое-либо влияние, так что пьяницы шагают вправо и влево практически с равной вероятностью. Даже начав с одного места, они будут постепенно удаляться и, если дать им достаточно времени, распределятся по всей длине склона. (Помните — в условиях вечной инфляции нет недостатка во времени.) Поскольку пьяницы представляют значения скалярного поля в различных областях пространства, мы приходим к выводу, что квантовые процессы в ходе инфляции с необходимостью порождают набор областей со всеми возможными значениями поля, а значит, и со всеми возможными значениями космологической постоянной.

Пока пьяницы блуждают по склону, расстояния между областями, которые они представляют, растягиваются экспоненциальным инфляционным расширением. Как результат, пространственные вариации плотности энергии вакуума становятся чрезвычайно малыми. Придется преодолеть гуголы километров, прежде чем станет заметно хоть какое-то изменение. 

Модель Линде можно расширить, включив больше скалярных полей, и сделать переменными другие фундаментальные постоянные. И если физика элементарных частиц позволяет константам меняться, то квантовые процессы во время вечной инфляции неизбежно порождают огромные области пространства со всеми возможными значениями постоянных. Итак, вечная инфляция естественным образом создает условия для применения антропного принципа.

Теперь, когда у нас имеется ансамбль областей с различными значениями космологической постоянной, какое значение мы с наибольшей вероятностью обнаружим в наблюдениях? В областях, где плотность массы вакуума больше плотности воды (1 грамм на кубический сантиметр), звезды будут разрываться на части отталкивающей гравитацией. Но оказывается, что и гораздо меньшие значения плотности вакуума вызовут достаточно нарушений, чтобы сделать невозможным существование наблюдателей. Это было показано Стивеном Вайнбергом в статье, которая позднее стала классикой антропной аргументации.

По мере расширения Вселенной плотность вещества снижается, и неизбежно наступит время, когда она станет ниже вакуумной. Вайнберг обнаружил, что после того, как это случится, вещество больше не сможет скучиваться в галактики; напротив, оно станет рассеиваться отталкивающей гравитацией. Чем больше космологическая постоянная, тем раньше наступит эпоха доминирования вакуума. Области, где он начинает доминировать прежде, чем образуются первые галактики, имеют все шансы никогда не обзавестись космологами, которых беспокоила бы проблема космологической постоянной.

Влияние отрицательной космологической постоянной еще более опустошительно. В этом случае вакуумная гравитация положительна, и доминирование вакуума приводит к быстрому сжатию и коллапсу соответствующих областей. Антропный принцип требует, чтобы коллапс не случился, пока не образуются галактики и пока не пройдет достаточно времени для развития наблюдателей.

Согласно выполненному Вайнбергом анализу, наибольшая плотность массы вакуума, которая еще позволяет сформироваться некоторым галактикам, примерно равна одному атому водорода на кубический метр, то есть в 10²⁷ раз меньше плотности воды. Это был существенный прогресс по сравнению с гуголами тонн на кубический сантиметр, следующими из физики элементарных частиц.

Если малость космологической постоянной действительно связана с антропной селекцией, то ее значение, хоть и мало, не должно быть в точности равно нулю. На самом деле у нее нет никаких причин быть значительно меньше, чем требует антропный принцип. В конце 1980-х годов точность наблюдений как раз достигла уровня, необходимого для детектирования таких значений постоянной, и Вайнберг предсказал, что вскоре она проявит себя в астрономических наблюдениях. И в самом деле, не прошло и десяти лет, как первые признаки космологической постоянной появились в наблюдениях сверхновых.