9. Космологический вызов.

Величайшие теории физики 20-го столетия — теория относительности, квантовая теория и Стандартная Модель — представляют высочайшие достижения физической науки. Они имеют прекрасные математические выражения, что приводит к точным предсказаниям для экспериментов, которые были подтверждены в большом числе случаев с великой точностью. И тем не менее я только что утверждал, что ничто в русле этих теорий не может служить в качестве фундаментальной теории. В свете их успеха это является смелым заявлением.

Чтобы поддержать данное заявление, я могу указать на особенность, которую разделяют все установленные теории физики и которая делает трудным их распространение на всю вселенную: Каждая теория разделяет мир на две части, одна из которых изменяется во времени, а вторая предполагается фиксированной и неизменной. Первая часть есть подвергаемая изучению система, чьи степени свободы изменяются со временем. Вторая часть есть остальная часть вселенной; мы можем назвать ее фоном.

Вторая часть не может быть описана явно, но может быть обрисована неявно в терминах, которые придают смысл движению, описываемому в первой части. Измерение расстояния неявно ссылается на фиксированные точки и линейки, необходимые для измерения этого расстояния; заданное время подразумевает существование часов вне системы, время которой измеряется.

Как мы видели в игре в мяч в Главе 3, положение мяча многозначно за счет ссылки на то, где стоит Дэнни. Движение определяется с использованием часов, которые предполагаются тикающими с постоянным темпом. И Дэнни и его часы находятся вне системы, описываемой конфигурационным пространством, и предполагаются статическими. Без указанных фиксированных точек отсчета мы не могли бы знать, как связать предсказания теории с записями эксперимента.

Разделение мира на динамическую и статическую части есть фикция, но она чрезвычайно успешна, когда применяется к малой части вселенной. Вторая часть, предполагаемая статической, в реальности состоит из других динамических объектов вне анализируемой системы. Игнорируя их динамику и эволюцию, мы создаем рамки, в которых мы открываем простые законы.

Для большинства теорий, за исключением ОТО, фиксированный фон включает геометрию пространства и времени. Он также включает выбор законов, которые предполагаются неизменными. Даже ОТО, которая описывает динамическую геометрию, предполагает другую фиксированную структуру, такую как топология и размерность пространства[65].

Это разделение мира — на динамическую часть и фон, который окружает первую и определяет понятия, в которых мы ее описываем, — способствует гениальности Ньютоновской парадигмы. Но есть также то, что делает парадигму непригодной для применения к целой вселенной.

Проблема, перед которой мы встаем, когда распространяем науку на теорию всей вселенной, заключается в том, что тут не может быть статической части, поскольку все во вселенной изменяется, а за ее пределами нет ничего — ничего, что могло бы послужить фоном, по отношению к которому мы измеряем движение остатка. Изобретение способа преодоления этого барьера можно назвать космологическим вызовом.

Космологический вызов требует от нас формулировки теории, которая может быть содержательно применена к целой вселенной. Это должна быть теория, в которой каждое динамическое действующее лицо определено только в терминах других динамических действующих лиц. Такая теория была не нужна и не готовилась для фиксированного фона; мы называем такую теорию фоново-независимой[66].

Теперь мы можем видеть, что космологическая дилемма встроена в структуру Ньютоновской парадигмы, поскольку особые свойства, ответственные за успех малых масштабов, — включая зависимость от фиксированных фонов и тот факт, что один закон имеет бесконечное число решений, — оказываются причиной краха парадигмы как базиса для теории космологии.

Нам повезло жить в то время, когда успех физики привел к первым попыткам изучить космологию научным образом. Не удивительно, что одна из реакций на космологическую дилемму заключается в постулировании, что вселенная суть одна из гигантского собрания, поскольку все наши теории могут быть применены только к части невообразимо большей системы. Именно так я понимаю притягательность многочисленных сценариев множественной вселенной.

* * *

Когда мы проводим эксперимент в лаборатории, мы контролируем начальные условия. Мы меняем их, чтобы проверить гипотезы по поводу законов. Но когда речь идет о космологических наблюдениях, начальные условия были выбраны в ранней вселенной, так что мы должны выдвигать гипотезы о том, какими они были. Итак, чтобы объяснить результат космологического наблюдения с использованием Ньютоновской парадигмы, мы строим две гипотезы: Мы предполагаем, какими были начальные условия и какие законы на них действовали. Это приводит нас к намного более сложной ситуации, чем обычная ситуация физики в ящике, в которой мы используем имеющийся у нас контроль над начальными условиями, чтобы проверить гипотезы о законах.

Тот факт, что мы должны одновременно проверять гипотезы о законах и о начальных условиях, существенно ослабляет нашу способность сделать то и другое хорошо. Если мы делаем предсказание и оно расходится с наблюдениями, имеются два пути исправления нашей теории: Мы можем модифицировать нашу гипотезу о законах или мы можем модифицировать нашу гипотезу о начальных условиях. То и другое может повлиять на результаты эксперимента.

Это поднимает новую проблему, а именно, как нам узнать, какую из двух гипотез нужно откорректировать? Если наблюдалась малая часть вселенной, вроде звезды или галактики, мы основываем нашу проверку закона на анализе множества случаев. Все они подчиняются одному и тому же закону, так что любое отличие между ними должно быть связано с отличиями в начальных условиях. Но если вопрос касается вселенной, мы не можем различить эффекты изменения гипотез о законе от эффектов изменения гипотез о начальных условиях.

Эта проблема время от времени возникает в космологических исследованиях. Главным тестом для теории ранней вселенной является расчет структур, видимых в космическом микроволновом фоне (КМФ). Это радиация, оставшаяся со времен ранней вселенной, которая дает нам краткую характеристику условий, существовавших примерно через 400 000 лет после Большого Взрыва. Одним из глубоко исследованных предположений является космологическая инфляция, которая постулирует, что очень рано в своей истории вселенная испытала гигантское и быстрое расширение. Это растянуло и уменьшило любые из ее начальных особенностей, какими бы они ни были, и привело к большой, относительно лишенной характерных черт вселенной, которую мы наблюдаем. Инфляция также предсказывает структуры в КМФ, очень похожие на те, которые видны в наблюдениях.

Несколько лет назад наблюдатели сообщили о подтверждении новых особенностей в микроволновом фоне, а именно — негауссовости, что не предсказывалось обычной теорией инфляции[67]. (Не имеет значения, что такое негауссовость; все, что нам необходимо знать об этой истории, что это структура, которая может наблюдаться в КМФ и которая не должна возникать по предсказаниям стандартной теории инфляции). У нас есть две возможности для объяснения новых наблюдений: Мы можем модифицировать теорию или мы можем модифицировать начальные условия.

Теория инфляции согласуется с Ньютоновской парадигмой, так что ее предсказания зависят от начальных условий, на которые действуют законы. В течение дней с момента публикации первой статьи, представившей свидетельства негауссовости, появились статьи, пытающиеся объяснить наблюдения. Одни модифицировали законы, другие модифицировали начальные условия. Обе стратегии преуспели в объяснении задним числом заявленных наблюдений — действительно, любая стратегия может работать, если ответ уже известен[68]. Как обычно бывает на передовом рубеже наблюдательной науки, дальнейшие наблюдения не подтвердили начальные утверждения. Как об этом пишут, мы все еще не знаем, есть ли на самом деле негауссовость в КМФ[69].

Это пример случая, в котором имеются два различных способа подгонки теории под данные. Если мы рассматриваем ситуацию, что законы и начальные условия описываются некоторыми параметрами, имеются две отдельные подгонки параметров под наблюдаемые данные. Наблюдатели называют этот вид ситуации вырождением. Обычно, если имеет место вырождение, мы делаем дополнительные наблюдения, чтобы различить, какая подгонка корректна. Но в случае, подобном КМФ, который является следом события, произошедшего лишь однажды, мы можем никогда не суметь разрешить ситуацию вырождения. Специально задавая пределы того, насколько хорошо мы можем измерять КМФ, возможно, что мы не сможем отвязать объяснение, базирующееся на модификации законов, от объяснения, базирующегося на модификации начальных условий[70]. Но без способности отделить роль законов от роли начальных условий Ньютоновская парадигма теряет свою мощь в объяснении причин физических явлений.

* * *

Мы готовы поменять ожидания, которые руководили физикой со времен Ньютона до совсем недавних времен. Некогда мы думали о теориях типа механики Ньютона или квантовой механики как о кандидатах на фундаментальную теорию, которая — если она успешна — могла бы быть совершенным зеркалом естественного мира в том смысле, что любая вещь, справедливая в отношении природы, отражалась бы в математическом факте, справедливом в отношении теории. Сама структура Ньютоновской парадигмы, основанная на вневременных законах, действующих на вневременном конфигурационном пространстве, мыслилась достаточной для этого зеркального отображения. Я предполагаю, что это стремление было метафизической фантазией, гарантированно приводящей к вышеупомянутой дилемме и путанице, как только мы пытаемся применить парадигму к целой вселенной. Это положение требует переоценки статуса теорий в рамках Ньютоновской парадигмы — от статуса кандидатов на фундаментальные теории к статусу приблизительных описаний малых подсистем вселенной. Это переоценка, которая уже имела место среди физиков и состояла в двух связанных изменениях во взглядах:

(1) Все теории, с которыми мы работаем, включая Стандартную Модель Физики Частиц и ОТО, являются приблизительными теориями, применимыми к отдельным срезам природы, которые включают в себя только ограниченный набор степеней свободы во вселенной. Мы называем такую приблизительную теорию эффективной теорией.

(2) Во всех наших экспериментах и наблюдениях, касающихся отдельных срезов природы, мы записываем величины ограниченного набора степеней свободы и игнорируем все остальное. Итоговые записи сравниваются с предсказаниями эффективных теорий.

Так что успех физики до сегодняшнего дня всецело основан на изучении срезов природы, которые моделировались эффективными теориями. Искусство изучения физики на экспериментальном уровне всегда заключалось в построении эксперимента, когда изолировалось и изучалось несколько степеней свободы и игнорировалось все остальное во вселенной. Методологии теоретиков нацеливались на изобретение эффективных теорий для моделирования срезов природы, которые изучали экспериментаторы. Никогда в истории физики мы не были в состоянии сравнить предсказания кандидата на по-настоящему фундаментальную теорию — под которой я понимаю теорию, которая не может быть понята как эффективная теория, — с экспериментом.

Позвольте мне объяснить указанные позиции подробнее:

Экспериментальная физика является изучением срезов природы.

Подсистема вселенной, моделируемая так, как если бы она была единственной вещью во вселенной, пренебрегая всем за пределами этой подсистемы, называется изолированной системой. Но мы никогда не должны забывать, что изоляция от целого никогда не бывает полной. Как отмечалось, в реальном мире всегда имеются взаимодействия между любой подсистемой, которую мы можем определить, и вещами за ее пределами. В той или иной степени подсистемы вселенной всегда являются тем, что физики называют открытыми системами. Это ограниченные системы, которые взаимодействуют с вещами, находящимися за пределами их границ. Так что когда мы делаем физику в ящике, мы аппроксимируем открытую систему изолированной системой.

Большое искусство экспериментальной физики заключается в превращении открытой системы в (приблизительно) изолированную систему. Мы никогда не можем сделать это совершенным образом. Для одних вещей измерения, которые мы делаем над системой, вторгаются в нее. (Это большая проблема в интерпретации квантовой механики; но на данный момент будем придерживаться макромира). Каждый эксперимент есть битва за выделение данных, которые вы хотите получить, из неизбежного присутствия помех, приходящих из-за пределов вашей несовершенно изолированной системы. Экспериментатор тратит большие усилия, чтобы убедить себя и коллег, что виден реальный сигнал, выделенный из шума, и мы сделали все, что смогли, чтобы уменьшить влияние шума.

Мы защищаем наши эксперименты щитами от засорения внешними вибрациями, полями и радиацией. Для многих экспериментов этого хватает, но некоторые эксперименты столь тонки, что на них влияют помехи от космических лучей, попадающих в детекторы. Чтобы хорошо изолировать лабораторию от космических лучей, вы можете разместить ее в шахте на глубине в несколько миль; именно так мы делаем для детектирования нейтрино от Солнца. Это уменьшает хаотический фоновый шум от сторонней радиации до контролируемых величин, хотя нейтрино все еще проходят. Но нет практически никакого способа изолировать лабораторию от нейтрино. Детекторы нейтрино, спрятанные глубоко в лед на Южном полюсе, записывают нейтрино, которые проникли с Северного полюса и прошли весь путь сквозь Землю.

Даже если бы вы смогли построить стену астрономической толщины и плотности, экранирующую от нейтрино, все еще остается кое-что, что может проникнуть, и это гравитация. В принципе ничто не может экранировать силу гравитации или остановить распространение гравитационных волн, так что ничто не может быть изолировано совершенным образом. Я раскрыл это важное обстоятельство при подготовке своей диссертации на степень доктора философии. Я хотел смоделировать ящик, содержащий гравитационные волны, отражающиеся назад и далее внутрь, но мои модели потерпели неудачу, поскольку гравитационные волны проходят прямо через стенки. Я представлял себе повышение плотности стенок ящика все выше и выше до точки, где они стали бы отражать гравитационное излучение, но перед этим я достиг точки, в которой модель показала коллапс материала стенок в черную дыру. Поломав голову некоторое время по этому поводу, пытаясь тем или иным способом избежать этого, я в конце концов осознал, что препятствие, которое я хотел было преодолеть, само по себе является куда более интересным открытием, чем то, на котором я пытался сделать работу. После некоторых дальнейших размышлений я смог показать, сделав только несколько предположений, что, ни одна стена не может экранировать гравитационные волны[71]. Не имеет значения, из чего стена сделана или насколько она толста или плотна. Чтобы прийти к этому заключению, я предположил только что верны законы ОТО, что содержащаяся в материи энергия положительна и что звук не может двигаться быстрее света.

Это означает — не только на практике, но и в принципе — что в природе нет вещей и систем, изолированных от влияния остальной вселенной. Это заключение достойно возведения в принцип, который я буду называть принципом отсутствия изолированных систем.

Есть и другая причина, почему модель открытой системы в виде системы изолированной всегда является аппроксимацией, заключающаяся в том, что мы не можем предвидеть хаотические разрушительные вторжения. Мы можем измерять, предвидеть и работать с шумом. Но внешний мир может существенно ухудшить наши попытки изолировать нашу систему Самолет может потерпеть крушение в здании, где расположена наша лаборатория, или его может опрокинуть землетрясение. Астероид может столкнуться с Землей. Облако темной материи может пройти через солнечную систему, возмутить земную орбиту и забросить нас в Солнце[72]. Или может быть, кто-то выключит электричество в лаборатории, щелкнув выключателем в подвале. Список вещей, которые могут привести к нарушению хода нашего эксперимента в этой большой вселенной, фактически, бесконечен. Когда мы моделируем эксперимент, как если бы он был над изолированной системой, мы исключаем из нашей модели все эти возможности.

Чтобы объединить все, что может посягнуть на нашу лабораторию извне, потребовалась бы модель всей вселенной. Мы не можем делать физику, не исключая все указанные возможности из моделей и расчетов. Кроме того, исключать их, в принципе, означает основывать нашу физику на аппроксимациях.

Эффективные, но приблизительные теории.

Все главные теории физики есть модели отдельных срезов природы, произведенных экспериментаторами. Они могут представляться как фундаментальные теории, когда они изобретались, но со временем теоретики пришли к пониманию, что они суть эффективные описания ограниченного числа степеней свободы.

Физика частиц обеспечивает хороший пример роли эффективных теорий. Эксперименты до сегодняшнего дня изучали фундаментальную физику только вплоть до определенного масштаба длин вниз. На сегодня это около 10–17 сантиметров; зондирование этого расстояния начато на Большом Адронном Коллайдере в ЦЕРНе. Это означает, что Стандартная Модель Физики Частиц, которая до сих пор согласуется со всеми известными экспериментами, должна рассматриваться как аппроксимация (сверх того факта, что она ничего не говорит по поводу гравитации). Она игнорирует неизвестные на сегодня явления, которые могут появиться, когда мы сможем прозондировать более короткие расстояния.

В квантовой физике вследствие принципа неопределенности имеется обратная зависимость между масштабом длины и энергией. Чтобы прозондировать определенный масштаб длин, нам нужны частицы или излучение не менее чем определенной энергии. Чтобы подойти к более коротким расстояниям, нам нужны высокоэнергетические частицы. Так что наименьший предел шкалы длин, который мы можем достигнуть, базируется на верхнем пределе энергий наблюдаемых нами процессов. Но поскольку энергия и масса одно и то же (в соответствии с СТО), это означает, что если мы исследовали только энергии до определенного масштаба, мы могли бы проигнорировать частицы, слишком массивные, чтобы они могли быть до сих пор созданными в наших коллайдерных экспериментах. Потерянные явления могли бы включать не только новые виды элементарных частиц, но также и прежде неизвестные силы. Или могло бы оказаться, что базовые принципы квантовой механики не верны и требуют модификации до точного описания феноменов, скрытых при более коротких длинах и высоких энергиях.

Из-за этих проблем мы говорим о Стандартной Модели как об эффективной теории, одной из теорий, совместимых с экспериментом, но применимой только в пределах определенной области.

Понятие эффективных теорий ниспровергает некоторые поношенные понятия, такие как банальность, что простота и красота являются отличительными признаками истины. Поскольку мы не знаем, что могло бы скрываться при более высоких энергиях, многие гипотезы физики за пределами их области определения согласуются с той или иной эффективной теорией. Так что эти эффективные теории имеют внутреннюю простоту, поскольку они должны быть согласованы с простейшим и наиболее элегантным путем, которым они могли бы быть расширены на неизвестные области. Большая часть элегантности ОТО и Стандартной Модели объясняется пониманием их как эффективных теорий. Их красота является следствием их свойства быть эффективными и приблизительными. Тогда простота и красота являются не признаками истины, а признаками хорошо сконструированной приблизительной модели для ограниченной области явлений[73].

Понятие эффективной теории представляет вызревание профессии теории элементарных частиц. Наши юные романтические личности мечтали, что мы имеем фундаментальные законы природы в наших руках. После нескольких десятилетий работы со Стандартной Моделью мы теперь более уверены, что она корректна в пределах ограниченной области, в которой она проверена, и одновременно менее уверены в ее расширяемости за пределы этой области. Не похоже ли это сильно на реальную жизнь? По мере того, как мы становимся старше, мы копим уверенность в том, что мы реально знаем, и одновременно находим, что все легче игнорировать то, чего мы не знаем.

Это может показаться разочаровывающим. Физика предполагается существующей для открытия фундаментальных законов природы. Эффективная теория по определению не такая. Если у вас слишком наивный взгляд на науку, вы можете думать, что теория не может одновременно соответствовать всем уже проведенным экспериментам и рассматриваться, в лучшем случае, как приближение к истине. Концепция эффективной теории важна, поскольку она выражает это тонкое различие.

Это также показывает, как мы понимаем прогресс в физике элементарных частиц. Это говорит нам, что физика есть процесс конструирования все лучших и лучших приблизительных теорий. Когда мы продвигаем наши эксперименты к более коротким расстояниям и более высоким энергиям, мы можем открыть новые явления, и, если это удалось, нам понадобится новая модель, чтобы к ним приспособиться. Точно так же, как Стандартная Модель, это будет эффективная теория, хотя и применимая в более широкой области.

Понятие эффективной теории подразумевает, что прогресс в физике влечет за собой революции, которые полностью меняют концептуальную базу нашего понимания природы, хотя и сохраняют успех более ранних теорий. Ньютоновская физика может быть рассмотрена как эффективная теория, применимая к области, в которой скорость существенно меньше скорости света и могут игнорироваться квантовые эффекты. В пределах этой области она остается эффективной, как всегда и была.

ОТО это другой пример теории, которая однажды была кандидатом на фундаментальное описание природы, но которая теперь понимается как эффективная теория. С одной стороны, она не принимает во внимание область квантовых явлений. ОТО, в лучшем случае, является приближением к объединенной квантовой теории природы и может быть получена как усечение этой более фундаментальной теории.

Квантовая механика тоже является, вероятно, приближением к более фундаментальной теории. Одним из признаков этого является факт, что ее уравнения линейны — что означает, эффекты всегда прямо пропорциональны своим причинам. В любых других примерах, когда в физике используются линейные уравнения, известно, что теория появляется как аппроксимация к более фундаментальной (но все еще эффективной) теории, которая нелинейна (в том смысле, что эффекты могут быть пропорциональны более высоким степеням причин), и лучшей ставкой будет то, что это окажется верным и для квантовой механики тоже.

Является фактом, что каждая теория, которую мы до сих пор использовали в физике, была эффективной теорией. Будет отрезвляющим понять, что частью стоимости их успеха было осознание того, что они суть аппроксимации.

Мы все еще можем вынашивать амбиции по поводу изобретения фундаментальной теории, которая описывает природу без аппроксимаций. И логика, и история говорят нам, что это невозможно, пока мы придерживаемся Ньютоновской парадигмы. Так что столь замечательные теории, как Ньютоновская физика, ОТО, квантовая механика и Стандартная Модель, не могут быть шаблоном для фундаментальной космологической теории. Единственно возможный путь к такой теории заключается в том, чтобы обсуждать космологический вызов и разрабатывать теорию, не основанную на Ньютоновской парадигме, теорию, которая могла бы быть применена к целой вселенной без аппроксимаций.