На фоне многолетних безуспешных попыток работа Вайнберга стала первой, где были получены теоретические значения для космологической постоянной, не превышающие до абсурдной степени ограничений, накладываемых наблюдательной астрономией. При этом она не противоречила широко распространённому в то время убеждению, что космологическая постоянная равна нулю. Сам Вайнберг не остановился на этом и сделал шаг вперёд, придав этому результату следующую интерпретацию. Он предложил, что мы находимся во вселенной, в которой космологическая постоянная мала настолько, насколько необходимо, чтобы мы смогли существовать, но не значительно меньше. Значительно меньшая константа, рассуждал он, потребует объяснения, выходящего за рамки простого утверждения о согласованности с нашим существованием. Именно такого объяснения, которое всё это время доблестно искала наша физика, но не нашла. Это позволило Вайнбергу предположить, что однажды с помощью более точных измерений будет установлено, что космологическая постоянная не равна нулю, а имеет значение, близкое или пограничное с вычисленным им пределом. Как мы видели, спустя десять лет после появления работы Вайнберга, наблюдения в рамках проекта «Supernova cosmology» и поисковой группы «High-Z Supernova» подтвердили это пророческое предсказание.

Для полного осознания всей нестандартности этого подхода к объяснению давней проблемы рассмотрим более подробно ход рассуждений Вайнберга. Он полагал, что в мультивселенной должно быть так много вселенных, что обязательно должна найтись по крайней мере одна вселенная с наблюдаемым значением космологической постоянной. Но какой должна быть мультивселенная, чтобы это произошло наверняка или с высокой степенью вероятности?

Для ответа на этот вопрос рассмотрим сперва аналогичную проблему, но с более простыми и понятными числами. Представьте, что вы работаете на известного кинопродюсера Харви В. Айнштейна, который попросил вас провести кастинг на исполнителя главной роли в его новом фильме «Криминальное диво». «Какого роста нужен актёр?» — спрашиваете вы. «Без понятия. Выше метра, ниже двух. Но ты должен быть уверен, что какой бы рост я не выбрал, у тебя должен быть подходящий кандидат». Вы только открыли рот, чтобы поправить вашего босса, сказав, что в силу квантовой неопределённости на самом деле нет никакой необходимости иметь исполнителей любого роста, но, вспомнив, что стало с надоедливой говорящей мухой, вы решили, что лучше промолчать.

Теперь вы стоите перед выбором. Сколько актёров нужно привести на просмотр? Вы думаете так: если В. измеряет рост с точностью до сантиметра, то в диапазоне от одного до двух метров есть сто разных вариантов. Поэтому необходимо иметь по крайней мере сто актёров. Но так как некоторые актёры могут оказаться одинакового роста, и тогда какой-то рост не будет представлен, то лучше собрать больше сотни. Чтобы подстраховаться, возможно, следует позвонить нескольким сотням актёров. Это много, но меньше, чем понадобится, если И. начнёт измерять рост с точностью до миллиметра. В этом случае в пределах от одного метра до двух есть тысяча разных вариантов, поэтому будет надёжнее собрать несколько тысяч актёров.

Похожие рассуждения применимы и для вселенных с разными космологическими постоянными. Предположим, что все вселенные в мультивселенной обладают космологическими константами со значениями между нулём и единицей (в обычных планковских единицах); при меньших значениях вселенные будут схлопываться, а при больших значениях применимость наших математических методов будет под вопросом, и понимание ситуации, соответственно, тоже. Итак, подобно актёрам, чья разница в росте варьируется от 0 до 1 (в метрах), космологические постоянные вселенных варьируются от 0 до 1 (в планковских единицах). Если думать о точности измерений, то аналогом того, как В. изменяет рост с помощью сантиметровой или миллиметровой линейки, будет погрешность, с которой мы можем измерить космологическую постоянную. Погрешность современных измерений составляет примерно 10⁻¹²⁴ (в планковских единицах). В будущем, точность измерений конечно же возрастёт, но как мы увидим, это вряд ли повлияет на наши выводы. Тогда подобно тому, как в диапазоне в один метр имеется 10² различных возможных отметок для роста, разделённых между собой интервалом по меньшей мере в 10⁻² метра (1 сантиметр) и 10³ различных возможных отметок для роста с интервалом по меньшей мере в 10⁻³ метра (1 миллиметр), существует 10¹²⁴ различных значений космологической постоянной с интервалом 10⁻¹²⁴ в диапазоне значений от 0 до 1.

Чтобы гарантировать реализацию каждого возможного значения космологической постоянной, необходимо иметь мультивселенную, в которой по-меньшей мере 10¹²⁴ разных вселенных. Но как и в ситуации с актёрами необходимо учитывать возможные повторения — вселенные с одинаковыми значениями космологической постоянной. Чтобы каждое значение космологической постоянной наверняка было реализовано, следует располагать мультивселенной с числом вселенных, гораздо большим, чем 10¹²⁴, например в миллион раз бо́льшим, что даст красивую цифру 10¹³⁰. Я так непринуждённо жонглирую этими числами, потому что они настолько велики, что точное значение вряд ли является важным. Ни один из известных примеров чего-либо, будь то число клеток в человеческом теле (10¹³), число секунд, прошедших с момента Большого взрыва (10¹⁸), число фотонов в наблюдаемой части Вселенной (10⁸⁸), даже близко не похоже на воображаемое число вселенных. Подводя итог, можно сказать, что подход Вайнберга для объяснения значения космологической постоянной применим, только когда мы являемся частью мультивселенной, содержащей огромное число различных вселенных; их космологические постоянные должны принимать примерно 10¹²⁴ различных значений. Только в случае такого гигантского количества вселенных существует вероятность, что среди них найдётся одна с нашим значением космологической постоянной.

Здесь возникает вопрос, есть ли теоретические модели, которые естественным образом приводят к такому захватывающему изобилию вселенных с разными космологическими постоянными?^{54}

Да, есть. Мы уже встречались с такой моделью в предыдущей главе. Подсчёт различных возможных форм дополнительных измерений в теории струн, с учётом пронизывающих их потоков, дал примерно 10⁵⁰⁰. Это намного больше, чем 10¹²⁴. Даже умножив 10¹²⁴ на несколько сот порядков величины, всё равно 10⁵⁰⁰ будет значительно больше. Вычтем 10¹²⁴ из 10⁵⁰⁰, потом ещё раз, и ещё, и так миллиард раз подряд, и всё равно это будет почти незаметно. В результате получится примерно всё то же 10⁵⁰⁰.

Важно, что космологическая постоянная действительно варьируется от одной такой вселенной к другой. Подобно тому как магнитный поток несёт энергию (и может двигать предметы), потоки внутри дырок в пространствах Калаби — Яу обладают энергией, величина которой очень чувствительна к геометрическим особенностям данного пространства. Если имеются два разных пространства Калаби — Яу с разными потоками, проходящими сквозь разные дырки, то их энергии, как правило, будут отличаться. Поскольку заданное пространство Калаби — Яу прикреплено к каждой точке трёх обычных измерений пространства, подобно петелькам ворса, прикреплённого к большому основанию ковра, энергия, содержащаяся в данном пространстве, будет равномерно заполнять три больших измерения, подобно тому как смачивание индивидуальных волокон в ворсе ковра приведёт к утяжелению всего ковра. Таким образом, какое бы из 10⁵⁰⁰ различных одетых пространств Калаби — Яу не определяло геометрию дополнительных измерений, энергия, которой оно обладает, даст вклад в космологическую постоянную. Результаты, полученные Рафаэлем Буссо и Джо Польчински, дают количественную оценку этой ситуации. Они показали, что различные космологические постоянные, к которым приводят приблизительно 10⁵⁰⁰ различных возможных пространств дополнительных измерений, равномерно распределены по широкому диапазону значений.