Уродливая Вселенная - Сабина Хоссенфельдер

Сегодня модифицированная гравитация согласуется не со всеми космологическими данными, равно как и согласованная космологическая модель. Возможно, дело в том, что этот подход неверен. Но не исключено, что просто мало кто пытается согласовать модифицированную гравитацию с данными.

* * *

«А что думаете вы? – спрашивает Кэти в конце нашего разговора. – Считаете ли вы, что мы отыщем более красивые и простые модели?»

И тогда я осознаю, что из всех, с кем я говорила, никто больше не спросил моего собственного мнения. И я этому рада, поскольку ответа на вопрос у меня не было бы.

Но за время моих странствий мне стало ясно, что я не упускаю какое-то обоснование того, почему коллеги полагаются на красоту. Такого обоснования попросту нет. Как бы мне ни хотелось верить, что законы природы красивы, не думаю, что наше чувство прекрасного – надежный руководящий принцип; напротив, оно отвлекает наше внимание от других, более насущных вопросов. Вроде того, на который указал Стивен Вайнберг, – связанного с появлением макроскопического мира. Или, как напомнил мне Вэнь Сяоган, – с нашим непониманием квантовой теории поля. Или, как показывает ситуация с мультивселенной и естественностью, – с нашим непониманием того, что применительно к закону природы означает быть вероятным.

И я отвечаю Кэти, что, да, думаю, у природы припасено для нас еще много красоты. Только вот красоту, как и счастье, нельзя найти, просто жалуясь на ее отсутствие.

Есть еще один способ постулировать новую физику и тут же припрятать ее в рукаве – ввести поля, которые становятся значимыми либо только на очень больших расстояниях, либо только в очень ранней Вселенной, а и то и другое проверить трудно. Подобные изобретения сегодня допустимы, поскольку тоже объясняют численные совпадения.

В общей теории относительности космологическая постоянная – свободный параметр. Это означает, что нет никакого глубинного принципа, исходя из которого можно было бы вычислить ее значение, – оно должно быть определено экспериментально. Ускоряющееся расширение Вселенной показывает, что космологическая постоянная положительна и ее значение относится к масштабу энергий, сравнимых с массой самого тяжелого из известных нейтрино. Таким образом, для специалистов по физике элементарных частиц это очень маленькие энергии (см. рис. 14)[104].

Если космологическая постоянная ненулевая, значит, пространство-время, не содержащее никаких частиц, уже не плоское. Поэтому космологическая постоянная часто интерпретируется как вакуум с ненулевыми плотностью энергии и давлением.

Общая теория относительности ничего не говорит нам о значении космологической постоянной. В квантовой теории поля, однако, мы можем вычислить плотность энергии вакуума – и она оказывается бесконечно большой. Но в отсутствие гравитации это не важно: мы все равно никогда не измеряем абсолютные значения энергий, мы измеряем лишь разницу энергий. В Стандартной модели без гравитации мы можем, таким образом, использовать нужные математические процедуры, чтобы избавиться от бесконечности и получить физически осмысленный результат.

Но в присутствии гравитации бесконечный вклад становится физически значимым, ведь он вызвал бы бесконечное искривление пространства-времени. А это определенно не имеет смысла. Дальнейшая проверка, по счастью, показывает, что энергия вакуума ничем не ограничена, только если экстраполировать Стандартную модель в область бесконечно высоких энергий. А поскольку мы ожидаем, что эта экстраполяция будет нарушаться при планковской энергии (самое позднее), энергия вакуума должна быть степенью планковской энергии. Уже лучше – теперь энергия вакуума по крайней мере конечна. Но все же слишком велика, чтобы согласовываться с наблюдениями. Такая огромная космологическая постоянная давным-давно разорвала бы нас в клочья или схлопнула бы обратно Вселенную.

Впрочем, мы можем просто выбрать в общей теории относительности свободную константу, так чтобы при добавлении ее ко вкладу квантовой теории поля (каким бы тот ни был) результат согласовывался с наблюдениями. Стало быть, ожидание, что сумма окажется где-то вблизи от планковской энергии, опять-таки основано на аргументе о естественности. Если бы мы могли проделать вычисления, так гласит легенда, мы вряд ли нашли бы два больших числа, которые почти, но не точно друг друга уничтожают, оставляя после себя только то маленькое значение, что мы наблюдаем.

Следовательно, космологическая постоянная неестественна, если выражаться языком физиков. Она требует тонкой настройки. Ее маленькое значение некрасиво. С ней все в порядке – просто физикам она не нравится.

Казалось бы, константа – самое простое допущение, какое теория вообще может иметь. Однако вера в то, что значение космологической постоянной требует объяснения, служит для теоретиков предлогом, чтобы изобретать новые законы природы. Вайнберг задал тон с антропным принципом – и теперь часть физиков занята тем, что придумывает распределения вероятностей для мультивселенной. Другой часто применяемый способ объяснить значение константы – сделать ее динамической, чтобы она имела право меняться во времени. Если динамическая константа удачно определена, она может предпочитать маленькие значения – и это может что-то объяснять. Подобные обобщенные версии космологической постоянной называются темной энергией.

Если темная энергия – это не просто космологическая постоянная, то ускорение расширения Вселенной должно чуточку меняться со временем. Доказательств тому нет. Зато есть обширнейшая литература о предполагаемых полях темной энергии, таких как хамелеоновые поля, дилатонные поля, модули, космоны, фантомные поля и квинтэссенция. Эксперименты разрабатываются.

И это не все невидимые поля, в которые играют космологи. Есть еще инфлатонное поле – раздувшее раннюю Вселенную.

* * *

Инфляция – стремительное расширение Вселенной сразу после Большого взрыва – это смелая экстраполяция в прошлое, назад во время, когда плотность вещества была гораздо выше тех плотностей, что мы когда-либо исследовали.

Чтобы строить предсказания, связанные с инфляцией, надо прежде указать, что делает инфлатонное поле, придуманное для ее осуществления. Для этого необходимо придать инфлатонному полю потенциальную энергию, которая будет зависеть от нескольких параметров. Как только потенциал поля выбран, можно из инфляции рассчитывать распределение флуктуаций плотности в ранней Вселенной. Результат зависит от параметров потенциала, и для некоторых простейших моделей вычисления хорошо согласуются с наблюдениями 175. Те же инфляционные модели неплохо согласуются еще и с другими наблюдаемыми свойствами реликтового излучения[105].