Более серьезная проблема связана с тем, что плотность вещества и другие характеристики галактик могут меняться из-за вариаций бионейтральных констант. Например, если параметр плотности возмущений Q делается больше, галактики образуются раньше и имеют более высокую плотность вещества. Как результат, тесные сближения звезд, нарушающие орбиты планет и уничтожающие жизнь, становятся чаще. (На это указали Макс Тегмарк (MaxTegmark) и Мартин Рис в статье, опубликованной в 1998 году в Astrophysical Journal.) Даже если сближения не настолько тесны, чтобы влиять на планеты, они могут возмущать облака комет на окраинах звездных систем, посылая смертельные кометные дожди на внутренние планеты. Еще одна опасность в более плотных галактиках — это потенциально опустошительное воздействие близких взрывов сверхновых. Количественно оценить влияние всех этих факторов на плотность обитаемых звездных систем — крайне сложная, хотя в принципе разрешимая задача. Но пока в этом деле трудно пойти дальше порядковых оценок.
Антропная граница, полученная Вайнбергом, была слишком велика — примерно в 500 раз выше средней плотности вещества во Вселенной. В середине 1990-х наблюдательные данные уже говорили о том, что в нашей области пространства космологическая постоянная почти в 50 раз меньше. Кроме того, определение границы Вайнберга основывалось на данных о самых далеких галактиках, известных в конце 1980-х. На сегодня открыты еще более далекие галактики, и соответствующая граница была бы в 4 000 раз больше средней плотности вещества.
A. Vilenkin, "Predictions from quantum cosmology" (А. Виленкин, "Предсказания квантовой космологии"), Physical Review Letters, vol. 74, p. 846,1995.
Подход Эфстатиу несколько отличался от моего. Он предполагал, что мы типичны только среди ныне существующих наблюдателей (галактик), тогда как я считал нужным учитывать всех наблюдателей — современных, прошлых и будущих. Если мы действительно типичны и живем в ту же эпоху, что и большинство наблюдателей, эти методы должны давать сходные результаты, как фактически и получается. Но в общем случае выбор референтного класса наблюдателей, в котором мы ожидаем оказаться типичными, — это важный вопрос. Он подробно обсуждался философом Ником Бостромом.
Об этом мне рассказал Шон Кэрролл (Sean Carroll) из Чикагского университета.
На самом деле мощность сверхновых типа Ia несколько варьируется, вероятно, из-за различий в химическом составе белых карликов. Но эти вариации можно учесть, измеряя длительность вспышки: зависимость мощности от длительности хорошо изучена.
Доплеровское смещение — это изменение частоты электромагнитных волн при движении источника и приемника волн друг относительно друга. Если вы приближаетесь к источнику света, частота волн увеличивается, подобно тому как лодка встречает больше волн, когда движется им навстречу. Такой же эффект имеет место, когда источник света приближается к неподвижному наблюдателю: важно только их относительное движение. Подобным же образом частота света, испускаемого галактикой, становится ниже (свет смещается к красному концу спектра), когда она удаляется от наблюдателя.
В космологии Z традиционно используется для обозначения красного смещения.
Цит. по R. Krishner, The Extravagant Universe (P. Кришнер, "Экстравагантная Вселенная"), University Press, Princeton, 2002, p. 221.
Муханов — тот самый человек, который первым вычислил плотность возмущений, возникающих вследствие квантовых флуктуации в ходе инфляции (см. фото на рис. 6.5).
Здесь термин "Вселенная" используется в значении "видимая Вселенная", а "возраст Вселенной" — в смысле "время, прошедшее с момента Большого взрыва в нашей области пространства".
Возможность благодаря космологической постоянной избавиться от несоответствия возрастов старейших звезд и Вселенной отмечал еще в 1980-х годах Жерар де Вокулер (Gerard de Vaucouleurs). Позднее на это наряду с другими потенциальными преимуществами указывали Лоуренс Краусс (Lawrence Krauss) и Майкл Тернер (Michael Turner) в статье "Космологическая постоянная возвращается" ("The cosmological constant is back", General Relativity and Gravitation, vol. 27, p. 1137, 1995).
Популярный обзор идеи квинтэссенции содержится в книге Лоуренса Краусса "Квинтэссенция: Загадка недостающей массы" (Lawrence Krauss, Quintessence: The Mystery of the Missing Mass, Basic Books, New York, 2000).
Другое затруднение модели квинтэссенции состоит в том, что плоское подножие холма, как считается, лежит на нулевом уровне плотности энергии. Это эквивалентно предположению о том, что энергии флуктуирующих фермионов и бозонов чудесным образом компенсируют друг друга (см. главу 12).
По-видимому, мы не случайно обитаем в диске гигантской галактики. Образование галактик — это иерархический процесс, в ходе которого небольшого размера плотные объекты сливаются, формируя более крупные и рыхлые. Ранние плотные галактики меньше подходили для жизни по причинам, отмеченным в примечании [108].
Такое объяснение совпадения приведено в статье, написанной мной совместно с Хауме Гарригой и Марио Ливио (Mario Livio) "Космологическая постоянная и время ее доминирования" (Physical Review, vol. D61, p. 023503, 2000). Независимо эта идея была предложена Сиднеем Бладменом (Sidney Bludman) в Nuclear Physics, vol. Аббз, p. 865, 2000.
Другим важным вкладом Менделеева в культуру было совершенствование рецепта русской водки.
Другими словами, любые два атома с различным числом населенных оболочек, но с одинаковым числом электронов на внешней оболочке демонстрируют сходное химическое поведение.
Позитроны — это античастицы электронов. Мюоны — нестабильные частицы, очень похожие на электроны, но в 200 раз тяжелее.
Большинство из этих новых частиц неустойчивы и быстро распадаются на уже знакомые нам стабильные частицы.
Цит. по книге Найджела Калдера, "Ключ ко Вселенной" (Nigel Calder, The Key to the Universe, Penguin Books, New York, 1977, p. 69).
В 1970-1980-х годах физики пытались достичь более единообразного описания частиц и их взаимодействий в рамках так называемых теорий Великого объединения. Первая модель этого типа была предложена Говардом Джорджи (Howard Georgi) и Шелдоном Глэшоу из Гарварда, которые показали, что всю Стандартную модель вместе с ее отдельными симметриями для сильного и электрослабого взаимодействий можно элегантно вписать в теорию, которая имеет одну, но более мощную симметрию. Более того, эта модель дала единое описание для трех фундаментальных взаимодействий. Великое объединение — очень привлекательная идея, и многие физики верят, что она сохранится как часть окончательной теории. Однако в теории Великого объединения сохраняются почти все недостатки Стандартной модели. В частности, она требует еще большего числа подстраиваемых параметров, а гравитация по-прежнему остается за бортом.
Широкий круг вопросов, касающихся существования (или несуществования) окончательной теории, обсуждается в книге Стивена Вайнберга "Мечты об окончательной теории" (Steven Weinberg, Dreams of a Final Theory, Vintage, New York, 1994).
Космология дает интересную возможность наблюдательной проверки теории струн. В результате высокоэнергетических процессов в конце инфляции могли образоваться струны астрономического размера. Подобно "обычным" космическим струнам (см. главу 6) эти фундаментальные струны будут впоследствии доступны для наблюдения. Струны не испускают света и потому непосредственно не видны, но их присутствие может быть обнаружено по гравитационным эффектам. Световые лучи далеких галактик, расположенных позади длинной струны, искривляются ее притяжением, и мы можем видеть по соседству два изображения галактики, образованных лучами, прошедшими с двух сторон от струны. Колеблющиеся струнные петли служат мощными источниками гравитационных волн. Существующие и перспективные детекторы гравитационных волн будут искать характерные для них сигналы.
Недавние работы Наймы Аркани-Хамеда (Nima Arkani-Hamed) из Гарварда, Гии Двали (Gia Dvali) из Нью-Йоркского университета и Саваса Димипоулоса (Savas Dimipoulos) из Стэнфорда говорят о том, что компактные измерения могут быть гораздо больше, чем считалось прежде. В этом случае размеры вибрирующих струнных петель также значительно возрастают. Это означает, что следующее поколение ускорителей может оказаться достаточно мощным, чтобы открыть "струнную" природу частиц.
