Шрифт:
Закладка:
Концепция множественных миров продолжала завоевывать признание и среди тех физиков, которые серьезно относились к космологии; она даже инспирировала появление новых интерпретаций. «Измерения и наблюдатели не могут относиться к числу фундаментальных понятий теории, задачей которой является описание ранней Вселенной – в ней не было ни тех, ни других»[670], – писали Мюррей Гелл-Манн и Джеймс Хартл в 1990 году. В 1969-м Гелл-Манн получил Нобелевскую премию за то, что предположил существование кварков; Хартл, его бывший студент, работал со Стивеном Хокингом в области квантовой космологии. Оба они, Гелл-Манн и Хартл, долго были убеждены, что копенгагенская интерпретация ошибочна. «То, что адекватное философское описание [квантовой физики] настолько задержалось, без сомнения, является результатом промывки мозгов, которую Нильс Бор устроил целому поколению теоретиков», – писал Гелл-Манн в 1976 году[671]. Гелл-Манн и Хартл объединили интерпретацию Эверетта с работами Зеха, Йооса и Журека по декогеренции, добавив к этому идеи Ролана Омнэ и Роберта Гриффитса, – в результате получилось то, что они назвали «интерпретацией квантовой физики на основе декогерентных историй». Несмотря на то что эта интерпретация ограничивается единственным миром, Гелл-Манн и Хартл считали себя в интеллектуальном смысле обязанными Эверетту, так как их идеи вытекали из его работ.
Сам Эверетт не увидел работ Гелл-Манна и Дойча: 19 июля 1982 года в возрасте пятидесяти одного года он скончался от инфаркта. Его семья выполнила его последнюю волю: его кремировали, а прах выбросили на свалку[672].
* * *
Десятилетие, прошедшее после смерти Эверетта, ознаменовалось началом золотого века космологии. На протяжении большей части предшествовавшего столетия эта область в основном развивалась за счет теоретических достижений, основанных прежде всего на общей теории относительности. Но в 1990-х космический телескоп Хаббла, спутник COBE, задачей которого было исследование космического микроволнового фонового излучения, другие космические обсерватории и, наконец, появление нового поколения гигантских наземных телескопов просто завалили космологов наблюдательными данными. Примерно в те же годы наступление эпохи вычислительной техники сверхвысокого быстродействия сделало возможным не только обработку этих данных, но компьютерное моделирование Вселенной в целом, проверку различных теорий ее строения и поведения. Космология быстро перешла от догадок о наиболее фундаментальных свойствах Вселенной к их экспериментальному определению с поразительной точностью. В 1996 году оценки возраста Вселенной колебались в интервале от 10 до 20 миллиардов лет – примерно в тех же пределах, в которых они оставались на протяжении трех десятилетий с момента открытия Пензиасом и Уилсоном реликтового излучения. К 2006 году этот возраст уже был определен с точностью до одного процента: 13,8 миллиарда лет.
Новый уровень точности измерений привел к появлению новой картины Вселенной. Запущенный в 2000 году космический телескоп WMAP помог построить подробную карту распределения мельчайших неоднородностей в интенсивности реликтового излучения, масштаб которых составляет примерно одну часть на 100 000. Эта карта легла в основу теории, описывающей очень раннюю Вселенную в момент Большого взрыва, известную как «теория инфляции». Идею инфляции в 1981 году впервые предложил физик Алан Гут; вскоре после этого ее усовершенствовали Андреас Альбрехт и Андрей Линде. Суть ее состоит в том, что в момент своего появления Вселенная расширялась невероятно быстро – примерно за одну миллиардную одной триллионной от одной триллионной доли секунды она увеличилась в размерах приблизительно в 100 триллионов триллионов раз, а потом продолжала расширяться уже гораздо медленнее. Это стремительное расширение вызвано гипотетическими «инфлатонами», высокоэнергетическими субатомными частицами, которые по окончании стадии инфляции распались, образовав обычное вещество. Критическим моментом теории является то, что в процессе инфляции возникают и разрастаются мельчайшие квантовые флюктуации плотности инфлатонов, которые впоследствии приводят к столь же малым флюктуациям плотности обычного вещества в маленькой и горячей Вселенной немедленно после окончания инфляции. А эти флюктуации, в свою очередь, привели к флюктуациям в распределении космического микроволнового фона. В конечном счете именно эти неоднородности стали первичными ядрами формирования всей современной структуры Вселенной, в том числе и нашей Галактики, да и самой Земли. Короче, идея инфляции приводит к выводу, что весь окружающий мир, включая нас самих, является результатом квантовых флюктуаций, происходивших в очень ранней Вселенной, – а данные, полученные миссией WMAP, подтверждают, что инфляция действительно имела место. «Данные WMAP поддерживают представление, что галактики, разбросанные по всему небу, всего лишь исполняют вынесенное когда-то квантово-механическое предписание, – говорил в 2006 году Брайан Грин[673]. – Это одно из необыкновенных открытий современной научной эпохи».
Копенгагенская интерпретация не могла бы объяснить, что происходило в ранней Вселенной, – бессилен был бы описать эти процессы и ситуации и математический аппарат квантовой физики. Ранняя Вселенная имела фантастически малые размеры, что предполагает необходимость ее описания на языке квантовой физики, – но одновременно она была и фантастически плотной, а значит, здесь требуется и пугающе сложный аппарат общей теории относительности. К сожалению, несмотря на десятилетия усилий целой армии физиков, в том числе и самого Эйнштейна, теории, которая объединила бы общую теорию относительности с квантовой физикой, так и не удалось построить. В конце 1960-х некоторые предполагали, что необходимости в таком объединении может и не быть: Леон Розенфельд как истинный позитивист заявил, что, так как квантовые гравитационные эффекты наблюдать невозможно, не нужна и теория, описывающая эти ненаблюдаемые явления[674]. Но по мере того, как общая теория относительности становилась все более распространенной и необходимой, потребность в ее объединении с квантовой теорией поля возрастала. К 1990-м идеи того же сорта, что когда-то выдвигал Розенфельд, были уже настолько вне генеральной линии физических исследований, насколько и прежние представления, что космологию не следует принимать всерьез. Теория квантовой гравитации – часто обозначаемая как «общая теория всего» – широко рассматривалась как единственная нерешенная глобальная проблема во всей физике. Наиболее многообещающим претендентом на эту роль стала теория струн, очень трудный для понимания математический аппарат которой, казалось, позволял увидеть фрагменты красивых связей между квантовой физикой и общей теорией относительности. К началу 2000-х забрезжила надежда на построение теории ранней Вселенной путем объединения теории струн и инфляционной модели.
Неожиданно оказалось, что, хотя теория струн и инфляционная теория появились и развивались совершенно независимо, обе они, по-видимому, пришли к общему выводу о существовании «мультивселенной» – огромного множества независимых вселенных. Согласно инфляционной теории, Вселенная не может избежать «вечной инфляции»: когда инфляция заканчивается в какой-то части Вселенной, она продолжается в других ее частях, и посреди области, находящейся в состоянии инфляции, непрерывно появляются «пузыри», в которых инфляция отсутствует. Мы живем в одном из таких «пузырей»; другие представляют собой отдельные вселенные, отрезанные от всех остальных, и каждая из них может иметь собственные
