Конечно, физики продолжают попытки объяснить значения природных констант без обращения к антропному принципу. Мое собственное мнение заключается в том, что рано или поздно мы обнаружим, что все константы природы (возможно, за исключением одной) фиксируются теми или иными принципами симметрии, а существование каких-то форм жизни совершенно не требует особой тонкой настройки законов природы. Единственная константа природы, которую, может быть, придется объяснять с помощью какого-то подобия антропного принципа, это космологическая постоянная.
Первоначально космологическая постоянная возникла в физической теории при первой попытке Эйнштейна применить только что созданную общую теорию относительности ко Вселенной в целом. В этой работе Эйнштейн предположил, как это было в те годы принято, что Вселенная статична, но вскоре обнаружил, что уравнения тяготения в первоначальной форме, примененные для описания Вселенной в целом, не имеют статических решений. (Этот вывод, на самом деле, не является спецификой для общей теории относительности. В ньютоновской теории тяготения мы также можем получить решения, описывающие галактики, налетающие друг на друга под влиянием взаимного притяжения. Мы можем найти и решения, описывающие разлет галактик в результате какого-то начального взрыва. Однако вряд ли мы будем ожидать, что некая усредненная галактика будет просто неподвижно висеть в пространстве.) Чтобы получить решения, описывающие статическую Вселенную, Эйнштейн решил изменить теорию. Он ввел в свои уравнения слагаемое, которое было подобно силам отталкивания на больших расстояниях и могло скомпенсировать гравитационную силу притяжения. Введенное слагаемое содержало одну свободную постоянную, определявшую в статической космологии Эйнштейна размер Вселенной и получившую название космологической постоянной.
Все это происходило в 1917 г. Из-за войны Эйнштейн не знал, что американский астроном Весто Слайфер уже обнаружил свидетельства того, что галактики (как мы их сейчас называем) разлетаются в разные стороны, так что Вселенная на самом деле не статична, а расширяется. После войны Эдвин Хаббл, пользуясь новым 100-дюймовым телескопом на горе Маунт-Вильсон, подтвердил это расширение и измерил его скорость. Эйнштейн глубоко сожалел[201], что испортил свои уравнения введением космологической постоянной. Однако возможность существования такой постоянной так просто не исчезла.
С одной стороны, нет оснований не включать космологическую постоянную в уравнения Эйнштейна. Теория Эйнштейна была основана на принципе симметрии, утверждавшем, что законы природы не должны зависеть от той системы отсчета в пространстве и во времени, которую мы используем для изучения этих законов. Но первоначальная теория Эйнштейна не была самой общей теорией, удовлетворяющей такому принципу симметрии. Существует громадное количество возможных разрешенных слагаемых, которые можно добавить в уравнения поля тяготения, причем влияние этих слагаемых на астрономических расстояниях будет пренебрежимо мало.
Но кроме этих слагаемых есть одно-единственное слагаемое, которое можно добавить в уравнения поля общей теории относительности без нарушения фундаментальных принципов симметрии этой теории и которое будет важно в космологических масштабах, – это слагаемое, включающее космологическую постоянную. В 1915 г. Эйнштейн опирался на предположение, что уравнения поля тяготения должны быть простейшими из возможных. Опыт последних трех четвертей ХХ в. научил нас не доверять такому предположению. Мы обнаружили, что всякое усложнение наших теорий, не запрещенное какой-то симметрией или другим фундаментальным принципом, происходит на самом деле. Поэтому недостаточно сказать, что космологическая постоянная это ненужное усложнение. Простота, как и все остальное, требует объяснения.
В квантовой механике проблема еще сложнее. Разные поля, заполняющие нашу Вселенную, испытывают непрерывные квантовые флуктуации, в результате которых пустое пространство обретает энергию. Эта энергия наблюдаема только благодаря оказываемому гравитационному действию. Дело в том, что энергия любого сорта порождает гравитационное поле и, в свою очередь, испытывает воздействие других гравитационных полей, так что энергия, заполняющая пространство, может оказывать существенное влияние на расширение Вселенной. Мы не можем вычислить энергию в единице объема, порождаемую такими квантовыми флуктуациями, – если пользоваться при расчете простейшими приближениями, энергия оказывается бесконечной. Но если сделать несколько разумных предположений о том, как отбросить высокочастотные флуктуации, ответственные за эту бесконечность, то вакуумная энергия в единице объема оказывается все равно чудовищно большой, в 10120раз большей, чем это допускается наблюдаемой скоростью расширения Вселенной. Пожалуй, это самый худший провал оценки по порядку величины во всей истории науки.
Если энергия пустого пространства положительна, то она порождает гравитационное отталкивание между частицами материи на очень больших расстояниях, в точности как то слагаемое с космологической постоянной, которое Эйнштейн добавил к своим уравнениям в 1917 г. Поэтому мы можем рассматривать энергию, возникающую вследствие квантовых флуктуаций, как дающую вклад в «полную» космологическую константу. Расширение Вселенной определяется только этой полной космологической константой, а не отдельно той космологической константой, которая входит в полевые уравнения общей теории относительности, или константой, связанной с квантовой энергией вакуума. Возникает возможность, что проблема космологической постоянной может как бы скомпенсировать проблему энергии пустого пространства. Иными словами, возможно, что отрицательная космологическая постоянная в эйнштейновских полевых уравнениях в точности сокращает действие чудовищной вакуумной энергии, возникающей за счет вакуумных флуктуаций. Но чтобы не войти в противоречие с тем, что мы знаем о расширении Вселенной, полная космологическая постоянная должна быть столь мала, что два слагаемых, из которых она состоит, обязаны сократиться вплоть до 120 первых значащих цифр. Это не пустяк, который можно оставить без объяснений.
В течение многих лет физики-теоретики пытаются понять механизм сокращения полной космологической постоянной[202], пока что без особого успеха. Если принять теорию струн, то ситуация становится еще хуже. Разные теории струн приводят к разным значениям полной космологической постоянной (включающей эффекты вакуума гравитационного поля), но все они оказываются чудовищно большими[203]. При такой большой полной космологической постоянной пространство было бы так скручено, что ни в малейшей степени не было бы похоже на обычное трехмерное пространство с евклидовой геометрией, в котором мы живем.
Б201
Чтобы вновь показать, насколько бывает сложной история науки, замечу, что сразу же после работы Эйнштейна 1917 г. по космологии его друг Биллем де Ситтер указал на то, что уравнения гравитационного поля Эйнштейна, модифицированные путем включения космологической постоянной, имеют другой класс решений, также по внешнему виду статических, но не содержащих (или почти не содержащих) материи. Это разочаровало Эйнштейна, так как в его решении космологическая постоянная связана со средней космической плотностью материи, в согласии с теми идеями, которые Эйнштейн почерпнул у Маха. Кроме того, решение Эйнштейна (с материей) на самом деле нестабильно: любое малое возмущение переведет его в конце концов в решение де Ситтера. Чтобы еще больше запутать дело, отмечу, что модель де Ситтера только приближенно статична. Хотя пространственно-временная геометрия в использованной де Ситтером координатной системе не изменяется со временем, любые малые пробные частицы, помещенные в его вселенную, будут разлетаться друг от друга. На самом деле, когда в начале 1920 г. в Англии стали известны измерения Слайфера, они были сначала интерпретированы Эддингтоном в рамках решения де Ситтера уравнений Эйнштейна при наличии космологической постоянной, которое также является статическим, а не с помощью первоначальной теории Эйнштейна, приводящей к нестатическому решению.
Б203
Мы не можем даже надеяться, что найдется механизм, с помощью которого вакуумное состояние потеряет энергию, перейдя в состояние с более низкой энергией и, следовательно, меньшей космологической постоянной, и в конце концов спустится в состояние с нулевой полной космологической постоянной, так как некоторые из этих возможных вакуумных состояний в теориях струн уже обладают большой