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].
