Мечты об окончательной теории   ::   Вайнберг Стивен

Но не требуется никакой тонкой настройки, чтобы сделать энергию этого нестабильного состояния ядра углерода равной с такой же точностью энергии ядра бериллия-8 и ядра гелия, поскольку в хорошем приближении соответствующие состояния ядер углерода и бериллия являются просто слабо связанными ядерными молекулами, состоящими из трех или двух ядер гелия. (Я благодарен моему коллеге Вадиму Каплуновскому из Техасского университета за это замечание.)



Б197



Эта версия антропного принципа иногда называется слабым антропным принципом.



Б198



Hoyle F. Galaxies, Nuclei, and Quasars (London: Heinemann, 1965).



Б199



Строго говоря, эти «кротовые норы» возникают математически в том подходе к квантовой гравитации, которая известна как евклидово интегрирование по траекториям. Неясно, какое отношение все это может иметь к реальным физическим процессам.



Б200



Коулмен продолжал настаивать (как Баум и Хокинг ранее), что вероятности этих констант имеют бесконечно высокие пики при определенных значениях, так что с подавляющей вероятностью константы примут эти конкретные значения. Однако такой вывод базируется на математической формулировке (в виде евклидового интеграла по траекториям) квантовой космологии, согласованность которой находится под вопросом. Трудно быть полностью уверенным во всем этом, поскольку мы имеем дело с гравитацией в квантовой области, т.е. там, где наши уравнения уже неадекватны.



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.



Б202



Abbott L. // Scientific American 258, no. 5 (1985): 106.



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 отрицательной полной космологической постоянной.



Б204



Если обнаружится меньшая или большая плотность, то сразу возникнет вопрос, почему расширение продолжалось миллиарды лет и все еще замедляется.



Б205



Popper К.R. Objective Knowledge: An Evolutionary Approach (Oxford: Clarendon Press, 1972), p. 195. (Рус. пер. Поппер К.Р. Объективное знание. Эволюционный подход. М.: УРСС, 2002.)



Б206



Redhead М. Explanation. August 1989.



Б207



Интересное обсуждение этой возможности дается в книге Davies P. What Are the Laws of Nature // The Reality Club #2 / Ed.