Для большинства теорий, кроме общей теории относительности (ОТО), статический фон включает геометрию пространства и времени, а также выбор законов, которые полагаются неизменными. Даже ОТО, в которой описывается динамическая геометрия, предполагает другие статические конструкции, например топологию и размерность пространства[63].

Это деление на динамическую часть и фон является неотъемлемой частью ньютоновой парадигмы. И оно же делает указанную парадигму непригодной для применения в масштабе Вселенной. Нет и не может быть статичной части, поскольку все во Вселенной меняется, и нет ничего вне ее, ничто не может служить фоном, на котором происходит измерение движения. Поиск способа преодоления этого барьера можно назвать космологической задачей. Она требует от нас теории, осмысленно применимой для описания всей Вселенной, теории, в которой динамический объект определяется через другие динамические объекты и где просто нет места статическому фону. Такие теории называются фононезависимыми[64].

Мы видим, что космологическая дилемма встроена в ньютонову парадигму: то, что обеспечило успех теории на меньших масштабах (включая зависимость от статического фона и тот факт, что один и тот же закон имеет бесконечное количество решений), превращается в причину ее неприменимости как основы космологии.

Успех физики привел к первой попытке изучения космологии с научной точки зрения. Неудивительно, что один из способов разрешения космологической дилеммы заключается в признании того, что наша Вселенная – лишь экземпляр из обширной коллекции, потому что все наши теории можно применить лишь к частям значительно большей системы. Это, как я понимаю, определяет привлекательность сценариев с многочисленными вариантами Вселенных.

Когда мы проводим эксперимент, мы держим начальные условия эксперимента под контролем. Мы изменяем их для проверки гипотез. Но когда дело доходит до космологических наблюдений, выясняется, что начальные условия определены на ранней стадии образования Вселенной и мы должны принять в качестве гипотезы эти условия как данные. Чтобы объяснить результат космологических наблюдений в рамках ньютоновой парадигмы, мы выдвигаем две гипотезы: предполагаем, какими были начальные условия и какие законы действовали. Это ставит нас в гораздо более сложную ситуацию, чем та, с которой мы сталкиваемся, занимаясь физикой “в ящике”.

То, что мы должны и проверять гипотезы о законах природы, и контролировать начальные условия, сковывает нас. Если предсказания не согласуются с наблюдениями, есть два способа исправить теорию. Мы можем изменить гипотезу либо о законах, либо о начальных условиях. И то, и другое скажется на результате эксперимента.

Возникает проблема: откуда мы знаем, какая из двух гипотез нуждается в коррекции? Наблюдая за небольшой частью Вселенной (например, за звездой или галактикой), мы оцениваем справедливость закона исходя из многочисленных опытов. Все они служили проверке одного и того же закона, и любые различия между ними должны быть приписаны различиям в их начальных условиях. Но в случае Вселенной мы не в состоянии отличить влияние изменения гипотезы о законе от влияния изменения гипотезы о начальных условиях.

Эта проблема нередко возникает в космологических исследованиях. Серьезной проверкой теории ранней Вселенной явилось измерение структуры реликтового, или микроволнового фонового излучения (МФИ). Это изображение Вселенной около 400 тысяч лет после Большого взрыва. Наиболее изученной гипотезой в космологии является теория Большого взрыва и последующего расширения Вселенной, которая утверждает, что в самом начале истории Вселенная быстро расширялась. По мере расширения Вселенной стирались ее первоначальные черты, что привело к большой, сравнительно безликой Вселенной, которую мы наблюдаем. Инфляционная модель также предсказывает наличие структуры в МФИ, очень похожей на сегодняшнюю.

Несколько лет назад ученые сообщили, что обнаружили указания на новые неожиданные свойства МФИ – отклонение от формы распределения Гаусса, чего не предсказывает стандартная теория инфляции[65]. У нас два варианта объяснения этого нового наблюдения: мы можем изменить теорию или первоначальные условия. Теория инфляции Вселенной основана на ньютоновой парадигме, и ее предсказания зависят от начальных условий, на которые влияют законы природы. Через несколько дней после появления статьи, в которой были представлены доказательства отклонений от Гауссовой формы распределения, появились попытки их объяснить. Некоторые интерпретаторы пошли по пути изменения законов, другие модифицировали исходные условия. Обе стратегии успешно объяснили новые наблюдения. На самом деле успех любой из этих стратегий был предрешен[66]. Как обычно случается, дальнейшие наблюдения не подтвердили первоначальное заявление. Сейчас мы не знаем, есть ли в МФИ отклонения от формы распределения Гаусса[67].

Мы рассмотрели пример с двумя различными способами привести теорию в соответствие с данными. Если мы считаем, что законы и начальные условия описаны с помощью некоторых параметров, то существует два набора параметров, посредством которых можно подогнать теорию. Такую ситуацию называют вырожденной. Обычно, когда есть вырождение, мы проводим дополнительные наблюдения, чтобы определить, какая из двух возможных поправок верна. Но в случае с реликтовым излучением, которое является следом события, произошедшего лишь однажды, мы, возможно, никогда не разрешим вырождение. Учитывая ограничения в измерении МФИ, вполне возможно, мы не сможем отделить объяснения на основе изменения законов от объяснений, основанных на модификации исходного состояния[68]. Однако без возможности отделить влияние законов от влияния начальных условий ньютонова парадигма теряет силу как метод, способный объяснять физические явления.