Скорость расширения и массовая плотность Вселенной. Росс заявляет, что если бы скорость расширения Вселенной, заданная постоянной Хаббла Н, была больше, то не смогли бы сформироваться галактики; а если бы меньше, то Вселенная схлопнулась бы еще до образования звезд. Также он утверждает, что если бы средняя массовая плотность Вселенной была больше, то при Большом взрыве образовалось бы слишком много дейтерия и звезды сгорали бы слишком быстро. Если бы она была меньше, то при Большом взрыве образовалось бы недостаточно гелия и сформировалось бы слишком мало тяжелых элементов.
В главе 12 мы узнали, что из-за инфляции массовая плотность Вселенной оказывается очень близкой к критическому значению ρc. Из этого, в свою очередь, вытекает, что Н тоже имеет критическое значение. Только один из этих двух параметров настраивается. Допустим, это Н.
Далее при приближенно-линейном расширении, согласно закону Хаббла (см. главу 8), возраст Вселенной определяется как Т = 1/Н. Сейчас он составляет 13,8 млрд. лет, и едва ли он точно настроен для жизни. Жизнь могла бы с тем же успехом появиться при T = 12,8 млрд. лет или Т = 14,8 млрд. лет. Вообще возьмем Т = 1,38 млрд. лет. Тогда у нас могло бы не быть жизни сейчас, но она бы появилась через 10 млрд. лет или около того. Или возьмем Т = 138 млрд. лет. Тогда бы жизнь уже возникла около 124 млрд. лет назад.
Космологическая постоянная. Космологическая постоянная равна энергетической плотности вакуума, и она лучше всего подходит на роль темной энергии, которая ответственна за ускорение расширения Вселенной и составляет более 68% общей массы-энергии Вселенной,
В главе 13 мы увидели, что расчеты энергетической плотности вакуума, в которых она приравнивается к энергии нулевых колебаний, дают результаты, которые на 50–120 порядков превышают максимальное значение, допускаемое наблюдениями.
Физики еще не пришли к консенсусу относительно решения проблемы космологической постоянной. Некоторые выдающиеся ученые, в частности Стивен Вайнберг{388} и Леонард Сасскинд{389}, считают, что ответ связан с множественными вселенными. Оба ссылаются на тот факт, что теория струн, как и ее усовершенствованная версия — М-теория, предлагает «ландшафт» из примерно 10500 различных возможных вселенных. Но мы не нуждаемся в подобных допущениях.
Как я подчеркнул в главе 13, в исходных расчетах энергетической плотности содержалась фундаментальная ошибка — суммирование всех состояний в данном объеме. Поскольку энтропия системы определяется количеством доступных состояний системы, то энтропия, вычисленная при помощи суммирования по объему, будет больше энтропии черной дыры того же размера, которая зависит от ее площади, а не от объема. Но поскольку мы не можем заглянуть в черную дыру, то информация о том, что находится внутри нее, настолько мала, насколько возможно, а значит, энтропия максимальна.
Следовательно, было ошибочно рассчитывать количество состояний суммированием по объему. Если заменить эту операцию на суммирование по площади, или, что то же самое, принять количество состояний равным энтропии черной дыры того же объема, мы сможем естественным образом ограничить энергетическую плотность вакуума. В результате этого расчета мы получим, что энергетическая плотность вакуума в пустой Вселенной будет примерно равна критической плотности, то есть как раз тому значению, которое она, судя по всему, имеет.
По техническим причинам космологи не готовы принять это решение проблемы космологической постоянной. Так или иначе, я считаю, что будет честно признать исходный расчет попросту ошибочным — самым ошибочным расчетом в истории физики — и игнорировать его. В любом случае, не стоит отказываться от всех земных благ и уходить в монастырь только из-за того, что космологическая постоянная столь мала.