Леонард Млодинов - Стивен Хокинг. О дружбе и физике

Как я уже говорил, сумма по историям обычно используется в физике элементарных частиц, где термин «история» относится к пути, по которому частица следует через пространство [22] Строго говоря, в квантовой теории поля сумма вычисляется по конфигурациям поля. . В космологии «сверху вниз», как и во «Вселенной без границ», роль частицы играет вся Вселенная. В традиционном подходе нужно принимать во внимание все возможные траектории частиц, а Стивену в своих расчетах пришлось рассматривать все возможные истории Вселенной. Другими словами, чтобы рассчитать вероятность появления во Вселенной того или иного свойства, он должен был сложить все возможные пути, по которым могла бы проходить эволюция Вселенной. Это был необычный подход, он очень сильно отличался от всего, что мог вообразить Фейнман.

Если бы только можно было решить математические уравнения, лежащие в основе метода Фейнмана, этот метод в принципе мог бы пролить свет на причину любого наблюдаемого во Вселенной явления. Но, как обычно, точно эти уравнения решить невозможно. Для облегчения задачи Стивен рассматривал очень упрощенную космическую модель, принимающую во внимание только макроструктуру Вселенной. В этом был свой смысл, потому что его интересовали только крупномасштабные свойства Вселенной – он не собирался рассчитывать траектории отдельных атомов и молекул на Земле или где-либо еще во Вселенной.

Концепция «сверху вниз» хорошо укладывается в общую картину. Обычно в космологических моделях физики задают некое начало для Вселенной и затем рассчитывают ее эволюцию от этого начала во времени. Стивен называл такой метод «подходом снизу вверх». Он не любил его, потому что в одной из своих более ранних работ, посвященной «Вселенной без границ», он пришел к выводу, что Вселенная не имела единственного, четко выраженного начала.

Этот вывод был следствием одного из самых знаменитых и странных аспектов квантовой теории, а именно: объекты – как правило – не имеют четко выраженных свойств, а обладают только вероятностными свойствами. Например, в некоторый предначертанный «час ноль» ваша квантовая версия с одинаковой вероятностью может быть как на кухне, на первом этаже вашего дома, так и наверху, в ванной комнате. Мы, физики, говорим, что вы в вашем «начальном состоянии» находитесь ни на кухне, ни в ванной, а в некоей суперпозиции этих двух состояний. Согласно уравнениям квантовой теории, шансы на то, что вы окажетесь еще где-то в доме в более поздний час, будут зависеть от обоих состояний этой первоначальной суперпозиции. Таким же образом, утверждал Стивен, первоначальное состояние квантовой Вселенной являлось суперпозицией различных возможностей, и мы должны принимать во внимание их все, чтобы понять наше настоящее. По мнению Стивена, все это делало подход «снизу вверх» несостоятельным.

Стивен считал, что ко Вселенной нужно применить фейнмановский метод и включить в рассмотрение все ее возможные варианты происхождения. Это означает, что истории, входящие в фейнмановскую сумму, зависят только от состояния Вселенной в настоящее время. Как любил говорить Стивен, это означает, что настоящее определяет прошлое, а не наоборот. Вот почему его анализ назывался «сверху вниз», а не «снизу вверх».

Даже с помощью сделанных упрощений Стивен не мог решить уравнения, к которым приводил этот анализ. Но он смог определить некоторые свойства, которые должно иметь решение, и извлечь смысл из своей модели. Он был восхищен тем, что ему удалось найти. Из его точки зрения, если она была верна, следовало, что спонтанно, буквально из ничего, появилось бесконечное количество вселенных – мультивселенная. И перед каждой из этих неисчислимых вселенных лежало свое будущее. Эта совокупность вселенных аналогична различным траекториям частиц при обычном применении фейнмановской теории. Законы природы, которым будет подчиняться каждая данная вселенная, будут зависеть от истории этой вселенной. Будут вселенные с такими наборами законов, какие только душе угодны – например, протон будет весом с кирпич или гравитация будет настолько сильной, что типичная звезда сгорит всего лишь за один земной год.

Из уравнений теории Стивена следует, что большинство из этих вселенных будут расширяться на ранних стадиях, но это расширение будет недолгим. Затем эти вселенные сколлапсируют и опять превратятся в горячие плотные шары, из которых они и возникли. В этих вселенных не образуются ни звезды, ни галактики – у них просто не будет на это времени. Но некоторые вселенные, с «правильными» законами, вырастут достаточно большими и смогут избежать коллапса.