Алекс Виленкин - Мир многих миров. Физики в поисках иных вселенных.

Рис. 15.5.Двумерный энергетический ландшафт. Каждое измерение (не путать с измерениями обычного пространства) представляет один параметр, характеризующий вакуум теории струн.

Действительный энергетический ландшафт теории струн гораздо сложнее, поскольку он включает куда больше параметров. Этот ландшафт нельзя изобразить на листе бумаги: чтобы учесть все параметры, нужно пространство с несколькими сотнями измерений. Но ландшафт можно анализировать математическими методами. Грубые оценки показывают, что он содержит около 10 500 (гугол в пятой степени!) различных вакуумов. Некоторые из них похожи на наш; другие имеют совершенно иные значения фундаментальных постоянных. Третьи отличаются еще радикальнее: они поддерживают совершенно иные частицы и взаимодействия или имеют свыше трех больших измерений.

Когда стали проступать контуры этого ландшафта, надежда вывести из теории струн один уникальный тип вакуума быстро развеялась. Однако струнные теоретики это отрицали и были не готовы признать поражение.

Первыми физиками, которые откололись от стаи, были Рафаэль Буссо (Raphael Bousso), ныне работающий в Калифорнийском университете в Беркли, и Джозеф Полчински из Института теоретической физики Кавли в Санта-Барбаре. Помните Полчински? Это тот самый струнный теоретик, который на дух не переносил антропный принцип и обещал бросить физику, если будет открыта космологическая постоянная. [136]К счастью, он изменил свое мнение как по части ухода из физики, так и в отношении антропного принципа.

Буссо и Полчински объединили картину струнного ландшафта с идеями инфляционной космологии и показали, что в ходе вечной инфляции будут порождаться области со всеми возможными вакуумами. Самый высокоэнергичный вакуум будет расширяться быстрее всех. На этом инфляционном фоне будут зарождаться пузырьки менее энергичных вакуумов (как в первоначальном инфляционном сценарии Гута, описанном в главах 5 и 6). Внутренние области пузырьков будут инфлировать в меньшем темпе, и в них будут появляться пузырьки с еще меньшей энергией (рис. 15.6). [137]В результате будет задействован весь ландшафт теории струн — образуется бесчисленное количество пузырьков со всеми возможными типами вакуума. [138]

Рис. 15.6. Пузырьки, заполненные низкоэнергетическим вакуумом, зарождаются на расширяющемся высокоэнергетическом фоне, и еще менее энергетические пузырьки появляются внутри них.

Мы живем в одном из пузырьков, но теория не говорит, в каком именно. Лишь очень малая доля из них пригодна для жизни, и мы должны оказаться именно в одном из таких редких пузырьков. То, что именно такая картина используется в антропных рассуждениях, стало большой неожиданностью для многих струнных теоретиков. Если теория струн действительно окончательная Теория Всего, то, по-видимому, антропное мировоззрение неизбежно.

Надо сказать, что еще далеко не весь ландшафт теории струн картирован. Чтобы получалась реалистичная космология, некоторые склоны должны быть очень пологими, допускающими медленно катящуюся инфляцию. Недавние работы показывают, что такие участки ландшафта действительно существуют. Но надо найти еще более пологие склоны, требуемые для скалярного поля Линде в модели переменной космологической "постоянной" (обсуждавшейся в главе 13). Пока таких не обнаружено. Но Буссо и Полчински полагают, что среди гуголов вакуумов струнного ландшафта найдутся подходящие варианты.

Вместо континуума плотностей энергий вакуума в модели Линде ландшафт теории струн предлагает дискретный набор значений. Это могло бы стать проблемой, поскольку лишь крошечная доля этих значений (примерно 1 из 10 120 ) попадает в небольшой антропно приемлемый диапазон. Если бы у нас было меньше 10 120 вакуумов, этот диапазон вполне мог бы оказаться пустым. Но при 10 500 разных вакуумов в ландшафте набор значений оказывается столь плотным, что становится почти непрерывным, и можно ожидать, что гуголы вакуумов будут иметь космологическую постоянную в антропно приемлемом интервале. Тем самым, принцип заурядности по-прежнему остается в силе, и в успешном предсказании наблюдаемого значения космологической постоянной ничего не меняется.