Властивості будь-якого об’єкта Всесвіту — від молекули ДНК до гігантських галактик — зрештою визначаються кількома числами, так званими фундаментальними сталими. До цих констант належать маси елементарних частинок і параметри, що характеризують силу чотирьох фундаментальних взаємодій — сильної, слабкої, електромагнітної та гравітаційної. Протон, наприклад, на 0,14% легший за нейтрон і в 1836 разів масивніший за електрон (числове значення маси залежить від використовуваних одиниць вимірювання — грамів, унцій або атомних одиниць, але співвідношення двох мас, як-от 1836, не залежить від нашого вибору).
На берегах незвіданого ми виявили дивні сліди. Щоб пояснити їхнє походження, ми висували одну вишукану теорію за іншою. Нарешті нам вдалося реконструювати істоту, яка залишила сліди. І що ж? Виявилося, вони наші власні.
Сер Артур Еддінгтон
Фундаментальні сталі
Гравітаційна взаємодія між двома протонами в $10^{40}$ разів слабша за їхнє електричне відштовхування. На перший погляд ці числа здаються цілком довільними. Скориставшись метафорою Крейґа Гоґана, можна уявити собі Творця, який сидить за пультом керування Всесвітом і крутить різні регулятори, налаштовуючи константи: "Поставити 1835 чи 1836?"
Але чи не приховується за зовні випадковим набором чисел певна система? Можливо, жодних регуляторів для налаштування немає і всі числа зумовлені математичною необхідністю. Давня мрія фізиків — зрештою вивести значення всіх сталих із певної фундаментальної теорії, яку ще належить відкрити.
Однак сьогодні немає жодних ознак того, що вибір констант наперед визначений. Стандартна модель елементарних частинок, яка описує сильну, слабку та електромагнітну взаємодії всіх відомих частинок, містить 25 "регульованих" констант. Їхні значення визначають зі спостережень (значення деяких із цих констант, особливо тих, що описують властивості нейтрино, досі невідомі). Разом із нещодавно відкритою космологічною сталою маємо 26 фундаментальних сталих, які описують фізичний світ. Цей перелік може розширитися, якщо буде відкрито нові типи частинок або взаємодій.
Тонке налаштування Всесвіту
Те, як Природа вибрала значення констант, може здатися простим капризом, і все ж, хоч як дивно, за ними, схоже, стоїть певна система, хоча фізикам і не властиво покладатися на неї. Дослідження в різних галузях фізики виявили, що багато істотних особливостей нашого Всесвіту чутливі до точного значення деяких констант. Якби Природа була трохи іншою, Всесвіт виявився б зовсім інакшим. І, найімовірніше, у ньому не було б ні нас, ні будь-яких інших живих істот, здатних ним захоплюватися.
Для початку розгляньмо вплив маси нейтрона. Як було сказано, вона трохи більша за масу протона, що дозволяє вільному нейтрону розпадатися на протон і електрон. Припустімо тепер, що ми повернули регулятор маси нейтрона в бік менших значень. Внесімо дуже малу поправку, не більшу за 0.2%, щоб співвідношення мас протона і нейтрона змінилося на протилежне. Тепер протони стають нестабільними й розпадаються на нейтрони та позитрони. Протони, як і раніше, можуть залишатися стабільними всередині атомних ядер, але якщо повернути ручку сильніше, вони розпадатимуться і там. У результаті ядра втратять свій електричний заряд, атоми розпадуться, оскільки ніщо не утримуватиме електрони на навколоядерних орбітах. Вільні електрони утворюватимуть тісні пари з позитронами. Переплітаючись у смертельному танці, вони швидко анігілюють, перетворившись на фотони. Зрештою ми залишимося в "нейтронному світі", що складається з ізольованих нейтронних ядер і випромінювання. У цьому світі не буде хімії, не буде складних структур і не буде життя.
Тепер повернімо регулятор маси нейтрона в інший бік. І знову збільшення маси лише на малу частку призведе до катастрофічних змін. Зі збільшенням маси нейтрони стають менш стабільними і з певного моменту починають розпадатися всередині атомних ядер, перетворюючись на протони. Після цього ядра розриваються через електричне відштовхування протонів, які, опинившись на свободі, об’єднуються з електронами й утворюють атоми водню. Виходить доволі нудний "водневий світ", у якому не може існувати жодних інших елементів (На глибшому рівні протони й нейтрони складаються з кварків, тому коректніше розглядати маси нуклонів як величини, похідні від мас кварків, які вже є справжніми фундаментальними сталими. Це, однак, не змінює загального висновку. Зміна мас кварків на кілька відсотків призводить або до нейтронного, або до водневого світу.).
Продовжмо наше дослідження і цього разу подивімося, який ефект матиме зміна сили фундаментальних взаємодій між частинками. Слабка взаємодія не відіграє великої ролі в сучасному Всесвіті, за винятком грандіозних зоряних вибухів — наднових. Коли масивна зоря вичерпує своє ядерне паливо, її внутрішнє ядро колапсує під дією власної ваги. При цьому вивільняється величезна енергія, яка здебільшого поширюється у вигляді слабо взаємодійних нейтрино. Фотони та інші частинки, які беруть участь у сильній або електромагнітній взаємодіях, залишаються в пастці надщільного ядра, що колапсує. На шляху назовні нейтрино зривають зовнішні шари зорі, спричиняючи колосальний вибух. Якби слабка взаємодія була істотно сильнішою, ніж насправді, нейтрино не могли б вирватися з ядра, а якби вона була набагато слабшою, нейтрино вільно проходили б крізь зовнішні шари, не захоплюючи їх із собою. Таким чином, якщо істотно змінити силу слабкої взаємодії в той чи інший бік, астрономи позбудуться одного зі своїх найулюбленіших видовищ.
Пропонується розв’язати таку задачку: Уявімо, що маса електрона збільшилася в кілька разів. Яким був би такий всесвіт (за незмінності решти умов)?
Розв’язання: Здавалося б, не повинно статися нічого істотного — він усе одно залишиться дуже легкою частинкою. Однак збільшення маси електрона лише втричі призвело б до катастрофічних наслідків для Всесвіту. Справді, різниця мас нейтрона
і протона $\Delta m_N = m_n - m_p = 1.28 MeV,$ тоді як маса «нового електрона» становить
$$
m_E=3m_e = 1.53MeV.
$$
Це означає, що нейтрон стає стабільним, оскільки розпад за рахунок слабкої взаємодії $ n\to p + e+ \bar{\nu}_e$ енергетично заборонений. Крім того, виявляється дозволеною реакція $ p + e \to n+ \nu_e$, через яку порушується стабільність атомів водню. Отже, одразу після періоду рекомбінації практично всі протони й електрони перетворюються на нейтральні частинки.
Заряджені частинки зникнуть задовго до утворення перших зір. У такому разі зорі взагалі не з’являться, оскільки гравітаційне стиснення хмар частинок ефективне лише за наявності процесу дисипації енергії. Отже, збільшення маси електронів утричі призведе до відсутності зір у Всесвіті і, відповідно, відсутності розумного життя.
Думаєте, ви зможете прожити й без них? Не поспішайте; не повертаймо поки що регулятор. Наслідки цих змін на ранніх стадіях космічної еволюції могли виявитися набагато спустошливішими. Важкі елементи, такі як вуглець, кисень і залізо, виковуються в зоряних надрах, а потім розсіюються вибухами наднових. Ці елементи надзвичайно важливі для утворення планет і живих істот. Без наднових важкі елементи залишалися б похованими всередині зір, і в нашому розпорядженні залишалися б лише легкі, що утворилися під час Великого вибуху: водень, гелій і дейтерій з дуже невеликою домішкою літію, — не надто придатний для життя набір.
Із чотирьох фундаментальних взаємодій гравітація набагато слабша за всі інші. Її вплив істотний лише за наявності великих скупчень матерії — таких як галактики та зорі. Насправді саме слабкість гравітації робить зорі такими масивними: вони мають бути достатньо великими, щоб стискати гарячий газ до високої густини, необхідної для ядерних реакцій. Якщо зробити гравітацію сильнішою, зорі стануть меншими і вигорятимуть швидше. Посилення гравітації в мільйон разів зменшить маси зір у мільярд разів. Типова зоря матиме масу Місяця, а тривалість її життя становитиме близько 10000 років (проти 10 мільярдів років для Сонця). Цього часу навряд чи вистачить навіть на те, щоб у процесі еволюції розвинулися найпростіші бактерії. Але й набагато менше посилення гравітації вже зробить Всесвіт непридатним для життя. Стократне зростання, наприклад, зробить тривалість життя зір набагато меншою за ті кілька мільярдів років, які знадобилися для появи розумного життя на Землі.
Ці та багато інших прикладів показують, що наша присутність у Всесвіті залежить від тонкого балансу різних тенденцій, який порушився б, якби фундаментальні сталі істотно відрізнялися від своїх фактичних значень". Про що свідчить це тонке налаштування констант? Чи вказує воно на Творця, який ретельно налаштував сталі, щоб зробити можливими життя і розум? Можливо. Але існує й зовсім інше пояснення.
Антропний принцип
Альтернативна точка зору ґрунтується на зовсім іншому уявленні про Творця. Замість того щоб прискіпливо проєктувати один Всесвіт, він недбало творить їх один за одним, породжуючи величезну кількість всесвітів із різними й цілком випадковими значеннями сталих. Більшість цих всесвітів не цікавіші за нейтронний світ, але зрідка цілком випадково виникає всесвіт із вдало підібраними параметрами, придатними для життя.
Якщо прийняти цю точку зору, нам слід запитати себе: у яких світах ми могли б жити? Більшість всесвітів виявляться похмурими та непридатними для життя, але поскаржитися на це буде нікому. Усі розумні істоти виявлять, що перебувають у рідкісних сприятливих всесвітах, і захоплюватимуться дивовижним добором сталих, які роблять можливим їхнє існування. Цей хід міркувань відомий як антропний принцип. Назву було придумано в 1974 році кембриджським астрофізиком Брендоном Картером, який запропонував таке формулювання принципу: "...усі наші очікування щодо можливих спостережень мають бути обмежені умовами, необхідними для нашого існування як спостерігачів".
Антропний принцип — це критерій відбору. Він передбачає існування певних віддалених доменів, де фундаментальні сталі інші. Ці домени можуть розташовуватися в далеких частинах нашого власного Всесвіту або належати до інших, цілком не пов’язаних просторів-часів. Сукупність доменів із найрізноманітнішими властивостями називається мультиверсом — цей термін запровадив колишній однокласник Картера Мартін Ріс, нині британський королівський астроном. Далі в цій книзі ми зустрінемо три типи мультиверсних ансамблів. Перший складається з безлічі регіонів, що належать одному Всесвіту. Другий тип складається з окремих не пов’язаних між собою всесвітів (Філософи часто визначають Всесвіт як "усе суще". Тоді, звичайно, не може бути жодних інших всесвітів. Фізики зазвичай не вживають цього терміна в такому широкому сенсі й говорять про цілком не пов’язані між собою, самодостатні простори-часи як про окремі всесвіти. Тут я дотримуюся саме цієї фізичної традиції.). А третій є поєднанням цих двох: він складається з безлічі всесвітів, у кожному з яких міститься безліч різних регіонів. Якщо мультиверс будь-якого типу справді існує, то не дивно, що фундаментальні сталі так добре підходять для життя. У протилежному разі вони гарантовано будуть тонко налаштовані.
Антропну аргументацію також можна застосувати до змін спостережуваних властивостей у часі, а не лише в просторі. Одним із перших застосувань антропного принципу стало пояснення Робертом Дікке сучасного віку Всесвіту. Він указав, що життя може виникнути тільки після того, як у надрах зір будуть синтезовані важкі елементи. Це триває кілька мільярдів років. Потім елементи розсіюються внаслідок вибухів наднових, і потрібно ще кілька мільярдів років для утворення другого покоління зір та їхніх планетних систем із продуктів вибухів і для перебігу біологічної еволюції. Тож перші спостерігачі не могли з’явитися раніше ніж через 10 мільярдів років після Великого вибуху. Також слід урахувати, що зорі, подібні до нашого Сонця, вичерпують свою ядерну енергію приблизно за 10 мільярдів років, і при цьому галактичні запаси газу для формування нових зір вичерпуються в тому самому масштабі часу. Приблизно через 1000 мільярдів років після Великого вибуху у спостережуваному Всесвіті залишиться дуже мало сонцеподібних зір. Якщо припустити, що життя зникне разом зі смертю зір, то залишається вікно, скажімо, між 5 і 100 мільярдами років, коли можуть існувати спостерігачі (Можна уявити, що високорозвинена цивілізація зуміє пережити смерть зір, використовуючи ядерну або припливну енергію для підтримання життя. Але імовірнішим видається те, що цивілізації живуть відносно недовго.). Не дивно, що сучасний вік Всесвіту потрапляє в це вікно.
Використаний Дікке спосіб застосування антропного принципу для отримання інтервалу часу, протягом якого можливе наше існування, не виглядає безсумнівним. Але Брендон Картер, Мартін Ріс і деякі інші фізики спробували піти далі, використовуючи антропний принцип для пояснення тонкого налаштування фундаментальних сталих. Ось тут і починаються розбіжності.
Що спільного між антропним принципом і порнографією?
Антропний принцип у формулюванні Картера є тривіальною істиною. Фундаментальні сталі та наше розташування в просторі-часі не повинні перешкоджати існуванню спостерігачів. У протилежному разі наші теорії були б логічно непослідовними. У такій інтерпретації, як елементарна логічна вимога, антропний принцип, звичайно, безсумнівний, але водночас не надто корисний. Однак будь-яка спроба використати його для пояснення тонкого налаштування Всесвіту викликає несхвальну й вельми різку реакцію з боку фізичної спільноти.
Для цього справді є досить серйозні причини. Щоб пояснити тонке налаштування, постулюється існування мультиверсу, що складається з далеких доменів, де фундаментальні сталі інші. Проблема, однак, у тому, що немає жодного свідчення на користь цієї гіпотези. Ба більше — схоже, немає жодної можливості будь-коли підтвердити чи спростувати її. Філософ Карл Поппер писав, що будь-яке твердження, яке не може бути фальсифіковане, не є науковим. Із цього критерію, який визнає більшість фізиків, вочевидь, природним чином випливає, що антропне пояснення тонкого налаштування є ненауковим. Інший, пов’язаний із першим, напрям критики полягає в тому, що антропний принцип може слугувати для пояснення лише того, що ми вже знаємо. Він ніколи нічого не передбачає і тому не може бути перевірений.
Успіху ідеї не сприяла й аура туманних і безглуздих інтерпретацій, що оточує тему антропного принципу загалом (Сам Картер зробив свій внесок у загальну плутанину, запровадивши альтернативну версію принципу, звану "сильним антропним принципом", яка стверджує, що "...Всесвіт... має бути таким, щоб на певній стадії уможливлювати появу спостерігачів". Багато хто сприйняв це формулювання в містичному сенсі — як вказівку на певного роду теологічну необхідність. У цій книзі я дотримуюся початкового формулювання Картера, яке він називає "слабким антропним принципом".) А на додачу до всього в літературі наведено безліч різних формулювань цього принципу (філософ Нік Бостром, автор книги на цю тему, нарахував їх понад тридцять). Ситуацію чудово характеризує цитата з Марка Твена: "Дослідження багатьох коментаторів уже пролили достатньо темряви на цей предмет, і цілком можливо, що, продовжуй вони далі в тому самому дусі, ми скоро нічого про нього не знатимемо. Навіть сам термін "антропний" є джерелом непорозумінь, оскільки начебто відсилає саме до людських істот, а не до будь-яких розумних спостерігачів.
Однак основною причиною такої емоційної реакції на антропні пояснення стало, ймовірно, відчуття зради. Від часів Ейнштейна фізики вірили, що настане день, коли всі фундаментальні сталі будуть виведені з певної всеохопної остаточної теорії. Звернення до антропних аргументів розглядалося як капітуляція і викликало реакцію в діапазоні від роздратування до відкритої ворожості. Деякі добре відомі фізики дійшли до того, що почали називати антропні ідеї "небезпечними" і говорити, нібито вони "розбещують науку". Лише у виняткових випадках, коли всі інші можливості вичерпано, може бути пробачним згадати про "антропність", та й то не завжди. Лауреат Нобелівської премії Стівен Вайнберг одного разу сказав, що фізик, який говорить про антропний принцип, "наражається на такий самий ризик, як священник, що розмірковує про порнографію. Скільки б він її не засуджував, дехто все одно подумає, ніби він трохи цікавиться предметом".
Космологічна стала
Якщо якась проблема й вимагала застосування крайніх заходів, то це проблема космологічної сталої. Різні внески в густину енергії вакууму наче змовилися компенсувати один одного з точністю до $\frac{1}{10^{120}}.$ Це найкричущіший і незбагненний випадок тонкого налаштування у фізиці. Андрій Лінде був одним із перших сміливців, які застосували антропний підхід до цієї проблеми. Його не задовольняли туманні розмови про "інші всесвіти", і він запропонував конкретну модель, що описує, яким чином космологічна стала може змінюватися і що здатне спричиняти її зміни від одного місця до іншого.
Лінде використав усе ту саму ідею, що й раніше. Пам’ятаєте маленьку кульку, яка скочується енергетичним ландшафтом? Кулька представляє скалярне поле, а висота, на якій вона перебуває, — густину енергії цього поля. Поки кулька котиться вниз, її енергія спричиняє інфляційне розширення Всесвіту.
Лінде використав із цієї моделі те, що різним висотам ландшафту відповідають різні густини енергії. Він припустив існування іншого скалярного поля зі своїм енергетичним ландшафтом. Щоб не плутати його з полем, відповідальним за інфляцію, останнє ми надалі називатимемо "інфлатоном" — цей термін зазвичай застосовують у фізичній літературі. У наших околицях інфлатон уже скотився до підніжжя свого енергетичного пагорба. (Це сталося 14 мільярдів років тому, наприкінці епохи інфляції.) Щоб нове поле не скотилося вниз надто швидко, Лінде ввів умову, що для нього схил має бути надзвичайно пологим, набагато пологішим, ніж у моделі інфляції. Будь-який нахил, яким би малим він не був, зрештою змусить поле скотитися вниз. Але за меншого нахилу знадобиться більше часу, щоб "змусити кульку котитися". Лінде припустив, що нахил настільки малий, що за 14 мільярдів років, які минули від моменту Великого вибуху, поле істотно не змінилося. Але якщо схил має величезну протяжність в обох напрямках, густина енергії може сягати дуже великих додатних або від’ємних значень.
Повна густина енергії вакууму — космологічна стала — отримується додаванням густини енергії скалярного поля до густин енергії ферміонів і бозонів, які обчислюються у фізиці елементарних частинок. Навіть якщо немає жодного чудесного скорочення внесків різних частинок і їхній сукупний внесок в енергію вакууму великий, на схилі знайдеться така ділянка, де внесок скалярного поля буде рівним за величиною і протилежним за знаком, тож повна густина енергії вакууму виявиться нульовою. Припускається, що в нашій частині Всесвіту скалярне поле дуже близьке до цієї ділянки. Якщо скалярне поле змінюється від однієї частини Всесвіту до іншої, то й космологічна "стала" теж буде змінною, а це все, що потрібно для застосування антропного принципу. Але що може спричиняти варіації скалярного поля? На це запитання Лінде теж знайшов добру відповідь! Ще до Великого вибуху, у процесі вічної інфляції, поле зазнає випадкових квантових флуктуацій. Поведінку поля, як і раніше, можна описати як випадкові блукання п'яниць, що розходяться з вечірки (див. Всесвіт за межами горизонту). У цьому випадку похил пагорба надто малий, щоб якось на них впливати, тож п'яниці крокують праворуч і ліворуч практично з однаковою ймовірністю. Навіть вирушивши з одного місця, вони поступово віддалятимуться одне від одного і, якщо дати їм достатньо часу, розподіляться по всій довжині схилу. (Пам'ятайте — в умовах вічної інфляції часу не бракує.) Оскільки п'яниці представляють значення скалярного поля в різних ділянках простору, ми доходимо висновку, що квантові процеси під час інфляції з необхідністю породжують сукупність ділянок з усіма можливими значеннями поля, а отже, і з усіма можливими значеннями космологічної сталої.
Поки п'яниці блукають схилом, відстані між ділянками, які вони представляють, розтягуються внаслідок експоненційного інфляційного розширення. Як наслідок, просторові варіації густини енергії вакууму стають надзвичайно малими. Доведеться подолати гуголи кілометрів, перш ніж стане помітною бодай якась зміна.
Щоб висота помітно змінилася, п'яниця має пройти велику відстань уздовж дуже пологого схилу, а Всесвіт за цей час зазнає колосального розширення.
Модель Лінде можна розширити, включивши більше скалярних полів, і зробити змінними інші фундаментальні сталі (Невідомо, чи існують насправді скалярні поля, постульовані Лінде.). (Основним недоліком найпростішої моделі з квадратичним потенціалом є малість маси інфлатона порівняно з
масою Планка, $m=10^{-6}M_{pl}.$ Існують можливості виправити ситуацію. Наприклад, введення другого гіпотетичного скалярного поля. Однією з найвідоміших спроб такого
роду є гібридна інфляція.) І якщо фізика елементарних частинок допускає зміну констант, то квантові процеси під час вічної інфляції неминуче породжують величезні ділянки простору з усіма можливими значеннями сталих. Отже, вічна інфляція природним чином створює умови для застосування антропного принципу.
Тепер, коли ми маємо ансамбль ділянок з різними значеннями космологічної сталої, яке значення ми з найбільшою ймовірністю виявимо під час спостережень? У ділянках, де густина маси вакууму більша за густину води (1 грам на кубічний сантиметр), зорі розриватимуться на частини гравітацією відштовхування. Але виявляється, що й набагато менші значення густини вакууму спричинять достатньо порушень, щоб унеможливити існування спостерігачів. Це показав Стівен Вайнберг у статті, яка згодом стала класикою антропної аргументації.
У міру розширення Всесвіту густина речовини знижується, і неминуче настане час, коли вона стане нижчою за густину вакууму. Вайнберг виявив, що після цього речовина вже не зможе скупчуватися в галактики; навпаки, вона розсіюватиметься гравітацією відштовхування. Що більша космологічна стала, то раніше настане епоха домінування вакууму. Ділянки, де він починає домінувати до того, як утворяться перші галактики, мають усі шанси ніколи не обзавестися космологами, яких непокоїла б проблема космологічної сталої.
Вплив від'ємної космологічної сталої ще спустошливіший. У цьому випадку вакуумна гравітація додатна, і домінування вакууму призводить до швидкого стиснення та колапсу відповідних ділянок. Антропний принцип вимагає, щоб колапс не стався, доки не утворяться галактики і не мине достатньо часу для розвитку спостерігачів.
Згідно з аналізом Вайнберга, найбільша густина маси вакууму, яка ще дозволяє сформуватися деяким галактикам, приблизно дорівнює одному атому водню на кубічний метр, тобто у $10^{27}$ разів менша за густину води. Це був суттєвий прогрес порівняно з гуголами тонн на кубічний сантиметр, що випливають із фізики елементарних частинок.
Якщо малість космологічної сталої справді пов'язана з антропною селекцією, то її значення, хоч і мале, не повинно точно дорівнювати нулю. Насправді немає жодних причин, щоб вона була значно меншою, ніж вимагає антропний принцип. Наприкінці 1980-х років точність спостережень саме досягла рівня, необхідного для виявлення таких значень сталої, і Вайнберг передбачив, що незабаром вона проявить себе в астрономічних спостереженнях. І справді, не минуло й десяти років, як перші ознаки космологічної сталої з'явилися в спостереженнях наднових.
Уривок із книги А. Віленкіна "Many Worlds in One: The Search for Other Universes"
Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.
Коментарі (0):