Наша математическая вселенная. В поисках фундаментальной природы реальности

Когда в аспирантуре я впервые узнал о космическом микроволновом излучении, никаких измерений спектра мощности ещё не было. Затем команда COBE дала первый набросок этой трудноуловимой извивающейся кривой, определив, что её высота в левой части составляет около 0,001 % и что она идёт примерно горизонтально. Данные COBE

содержали больше информации о спектре мощности, но никто её не выделил, поскольку для этого требовались трудоёмкие манипуляции с таблицами чисел — матрицами, — занимавшими до 31 мегабайта памяти. В 1992 году эта величина была устрашающей. С однокурсником Тедом Банном мы придумали коварный план. У нашего профессора Марка Дэвиса был компьютер с объёмом памяти более 32 мегабайт, который мы называли «волшебной горошиной», и ночь за ночью я логинился на него в предрассветные часы, когда никто не следил, и запускал анализ наших данных. Через несколько недель подпольной работы мы опубликовали статью с наиболее точными на тот момент данными о форме кривой спектра мощности.

Этот проект позволил мне понять, что достижения компьютерной техники способны вывести астрономию на новый уровень — подобно тому, как телескопы изменили её лицо. Судите сами: ваш нынешний компьютер настолько мощен, что мог бы повторить наши с Тедом вычисления за несколько минут. Я решил, что если экспериментаторы вкладывают так много труда в сбор данных о Вселенной, люди вроде меня просто обязаны взять из этих данных всё, что только возможно. Это стало лейтмотивом моей работы в следующее десятилетие.

Я был одержим задачей, как наилучшим образом определить спектр мощности. Существовали быстрые методы, которые давали погрешности и отличались другими недостатками. Затем мой друг Эндрю Гамильтон разработал оптимальный метод, но, к сожалению, его требования к компьютерному времени росли как шестая степень числа пикселов на карте неба, так что длительность определения спектра мощности по карте COBE

превысила бы возраст Вселенной.

21 ноября 1996 года. В Принстонском институте перспективных исследований в штате Нью-Джерси тихо и темно. Я провожу ещё одну ночь в кабинете. Меня волнует возможность замены метода шестого порядка Эндрю Гамильтона методом третьего порядка, позволяющим оптимально определить спектр мощности COBE

менее чем за час, и я хочу закончить статью к завтрашней конференции. Профессиональные физики загружают свои только что написанные статьи на общедоступный сайт http://arXiv.org, чтобы коллеги могли прочесть их прежде, чем тексты надолго увязнут в процессе журнального рецензирования и публикации. Однако у меня была манера загружать статьи до

завершения работы над ними — сразу после наступления суточного дедлайна для подачи таких препринтов. Таким образом, я оказывался первым в списке статей следующего дня. Недостаток в том, что если не успеть закончить статью за 24 часа, то я опозорюсь на весь мир, опубликовав сырой черновик, который станет вечным памятником моей глупости. На этот раз моя стратегия дала сбой, и ранние пташки в Европе наткнулись на недоделанный раздел обсуждения в моей статье, который я закончил лишь около четырёх утра. На конференции мой друг Ллойд Нокс представил похожий метод, который он разработал совместно с Эндрю Яффе и Диком Бондом в Торонто, но ещё не подготовил для публикации. Когда я рассказывал о своих результатах, Ллойд, ухмыльнувшись, сказал Дику: «Тегмарк — быстрые пальчики!» Наш метод оказался чрезвычайно полезным и с тех пор применяется практически во всех измерениях спектра мощности микроволнового фона. Мы с Ллойдом, похоже, шли по жизни параллельными курсами: нам одновременно приходили в голову одинаковые идеи (впрочем, он обогнал меня с выводом замечательной формулы для шума на картах микроволнового фона), в одно и то же время у нас родилось двое сыновей, и даже развелись мы синхронно.

Золото в холмах

По мере совершенствования экспериментов, компьютеров и методов результаты измерения кривой спектра мощности (рис. 4.2) становились всё точнее. Как видно на рисунке, предсказываемая форма кривой отчасти напоминает холмы Калифорнии. Если обмерить много немецких догов, пуделей и чау-чау и нарисовать их распределение по размеру, получится кривая с тремя пиками. А если измерить множество пятен космического микроволнового фона (рис. 3.4) и нарисовать их распределение по размерам, окажется, что пятна определённого размера встречаются особенно часто. Наиболее заметный пик на рис. 4.2 соответствует пятнам с угловым размером около 1°. Почему? Эти пятна были порождены звуковыми волнами, распространявшимися по космический плазме почти со скоростью света, а поскольку плазма просуществовала 400 тыс. лет после Большого взрыва, эти пятна выросли в размерах примерно до 400 тыс. световых лет. Если посчитать, под каким углом на нашем небосводе 14 млрд лет спустя видно сгущение размером 400 тыс. световых лет, получится около 1°. Если, конечно, пространство не искривлено…