Механизм космологической инфляции, ответственный за близость плотности к критической, сделал свое дело гораздо точнее, чем необходимо с точки зрения антропного принципа. Мы бы могли появиться при современном значении параметра Ω ~ 0,1 или Ω = 2. Если бы этот параметр выпадал случайно, мы бы, скорее всего, обнаружили его где-то в этих пределах, заметно отличающимся от 1. Но измерения показывают, что Ω отличается от единицы не более, чем на 0,01. И мы понимаем, это потому, что есть механизм, обеспечивающий равенство Ω = 1 с огромной точностью. Скорее всего, отличие Ω от единицы на много порядков меньше.
А в случае с плотностью энергии вакуума? Антропный принцип требует, чтобы она по абсолютной величине была не больше 10-28 г/см3 (число дано весьма приблизительно), иначе из-за ускоренного расширения не смогли бы образоваться галактики и звезды поколения Солнца. А на самом деле, если трактовать темную энергию как плотность энергии вакуума, то она составляет ~10-29 г/см3 . От механизма, обеспечивающего малую плотность вакуума, мы были бы вправе ждать гораздо меньшей величины. А тут подозрительно близко к тому, что требуется для обитаемости вселенной. Достаточно малая величина, чтобы мы смогли появиться, но не более того: всего порядок разницы. Наводит на мысль, что это действительно может быть результатом случая. И некоторые серьезные ученые принимают этот аргумент. Соблазн при этом довольно велик: отпадает необходимость искать причину малой плотности вакуума: это просто случай, выпавший с вероятностью 10-123 в бесконечном числе вселенных. И над странным энергетическим масштабом темной энергии, никак не связанным с известными масштабами взаимодействий, не надо ломать голову: случай!
Насколько этот подход рационален?
Он был бы более-менее рационален, если наблюдаемое значение плотности энергии вакуума было бы произвольным с точки зрения законов физики и истории Вселенной. Так ли это?
Нет никаких гарантий того, что темная энергия — вакуум с ненулевой плотностью. Под вакуумом, напомним, мы понимаем состояние с постоянной и однородной плотностью энергии, с уравнением состояния р = -ε. Однако вполне возможно, что плотность настоящего вакуума равна нулю, а темная энергия — скалярное поле, переменное во времени, например, находящееся в режиме медленного скатывания к нулевой плотности. Это заведомо не вакуум, и уравнение состояния здесь другое, напомним: р = -ωε, где ω < 1, что соответствует квинтэссенции. Здесь есть варианты теории, когда нынешнее значение плотности темной энергии, близкое к плотности материи, получается естественным образом. То есть существуют возможные объяснения наблюдаемой плотности темной энергии без привлечения антропного принципа. И что важно, они могут быть подтверждены или опровергнуты. В частности, квинтэссенцию можно отличить от вакуума, измерив величину со, что вполне реально.
Подведем итог. Антропный принцип — метод понимания окружающего мира, который говорит нам важные вещи: вселенных много, они разнообразны, в формировании их физической картины участвует случайность. Это следует из значений физических констант, характерных единственно тем, что они благоприятны для появления жизни. Но есть условия другого типа, тоже необходимые для жизни: что-то с высокой точностью равно чему-то, а что-то удивительно мало. Автор, как и многие исследователи, придерживается той точки зрения, что привлекать в данном случае антропный принцип — нечто сродни капитуляции, которая оправдана лишь в случае полной безнадежности найти прямое объяснение. Пока загадка малой энергии вакуума остается одной из тяжелейших, но до полной безнадежности еще далеко.
49. Как за полчаса изменился мир (интервью с Андреем Линде)
Пожалуй, текст, приведенный ниже, можно назвать скорее рассказом, чем интервью. У автора были заготовлены вопросы, но Андрей регулярно предвосхищал их — оставалось только слушать и запоминать.
Борис Штерн: Начнем с истории. Когда вам стало ясно, что теория инфляции — это и есть самый главный ответ на главные вопросы космологии?
Андрей Линде: Пожалуй, это было растянуто по времени, лучше изложить цепь событий. Мы ходили вокруг да около еще в 1976 году, когда с Давидом Абрамовичем Киржницем занимались фазовым переходом по электрослабому взаимодействию. Мы видели, что Вселенная может застрять в переохлажденном состоянии, когда в плотности энергии надо всем доминирует поле типа полей Хиггса, причем застрять надолго. Это как раз то, что потом стало базой для первых инфляционных моделей, но у нас тогда были совсем другие задачи, в этом направлении мы совсем не думали. Мы думали о том, как из этого получить нужную энтропию, как объяснить с помощью переохлаждения барионную асимметрию (напомним, барионная асимметрия требует нарушения теплового равновесия, что и дает фазовый переход с переохлаждением. — Б. Ш.).