Здесь и приходит на помощь работа Коулмена. Недавно он заявил, что «червоточины» способны дать весьма осязаемый и измеримый результат уже в настоящем, а не в отдаленном и непредсказуемом будущем. Как мы указывали ранее, согласно уравнениям Эйнштейна содержание материи-энергии в объекте определяет искривление пространства-времени вокруг него. Эйнштейн задавался вопросом: может ли содержать энергию чистый вакуум пустого пространства? Неужели полная пустота лишена энергии? Эта энергия вакуума численно оценивается с помощью так называемой космологической постоянной; в принципе, ничто не мешает космологической постоянной появиться в уравнениях. Эйнштейн считал ее название безобразным с точки зрения эстетики, но так и не смог исключить ее по физическим или математическим соображениям.

В 20-х гг. XX в., когда Эйнштейн искал решение своих уравнений для Вселенной, к своей огромной досаде он обнаружил, что Вселенная расширяется. В те времена было принято считать Вселенную статичной и неизменной. Подгоняя свои уравнения таким образом, чтобы препятствовать расширению Вселенной, Эйнштейн вставил в решение крошечную космологическую постоянную, выбранную с таким расчетом, чтобы приравнять стороны уравнения и принудительно получить статичную Вселенную. В 1929 г., когда Хаббл убедительно доказал, что Вселенная действительно расширяется, Эйнштейн отказался от космологической постоянной и назвал ее «самым большим просчетом» в своей жизни.

Сегодня нам известно, что космологическая постоянная очень близка к нулю. При наличии малой отрицательной космологической постоянной притяжение гравитации будет огромным, а размеры Вселенной составят несколько метров в поперечнике. (Протянув руку, вы сможете коснуться стоящего впереди человека, который окажется вами.) При малой положительной космологической постоянной гравитация будет действовать как отталкивающая сила, и тогда все разлетится от вас так быстро, что свет так и не дойдет до вас. Но поскольку ни тот, ни другой ужасный сценарий мы не наблюдаем, мы уверены в том, что космологическая постоянная близка к нулю или даже равна ему.

Тем не менее эта проблема вновь всплыла в 1970-е, когда началось активное изучение нарушений симметрий в Стандартной модели и теориях Великого объединения. При каждом нарушении симметрии в вакуум выбрасывается огромное количество энергии. В сущности, вакуум заполняет энергия, по количеству в 10¹⁰⁰ раз превосходящая наблюдаемую в ходе экспериментов. Бесспорно, это отклонение в 10¹⁰⁰ раз — самое большое в физике. Больше мы нигде не встречаем такого существенного расхождения между теорией (которая предсказывает появление огромной энергии в вакууме всякий раз, когда нарушается симметрия) и экспериментом (при котором измеренная космологическая постоянная во Вселенной равна нулю). Именно здесь на сцене и появляются «червоточины» Коулмена: они необходимы, чтобы сократить нежелательные добавления к космологической постоянной.

Согласно Хокингу, других вселенных, сосуществующих с нашей, может быть бесчисленное множество, и все они связаны друг с другом бесконечной сетью переплетающихся «червоточин». Коулмен попытался просуммировать добавления этого бесконечного множества. Вместе с суммой он получил неожиданный результат: для волновой функции Вселенной предпочтительнее нулевая космологическая постоянная, что и требовалось. Если космологическая постоянная равна нулю, волновая функция становится очень большой, и это означает, что вероятность найти вселенную с нулевой космологической постоянной чрезвычайно велика. Мало того, волновая функция Вселенной быстро обращается в нуль, если космологическая постоянная отлична от нуля, а это означает нулевую вероятность нахождения такой нежелательной Вселенной. Именно это и требовалось, чтобы сократить космологическую поправку. Другими словами, космологическая поправка равнялась нулю по той причине, что этот результат был наиболее вероятным. Единственный эффект наличия миллиардов параллельных вселенных — в том, что он не дал космологической поправке в нашей Вселенной стать отличной от нуля.

Благодаря этому важному результату физики немедленно заинтересовались данной сферой. «Когда Сидни обнародовал свои результаты, запрыгали все», — вспоминает физик из Стэнфорда Леонард Сасскинд[136]. Со свойственным ему озорством Коулмен привнес в публикацию этих важных результатов толику юмора. «Вполне возможно, что я, ни о чем не подозревая, по шею погрузился в зыбучий песок, и меня продолжает быстро затягивать», — писал он[137].

Коулмену нравится поражать слушателей объяснениями важности этой проблемы, давать понять, что вероятность сокращения космологической постоянной до одной доли от 10¹⁰⁰ неимоверно мала. «Представьте себе, что на протяжении десяти лет вы потратили миллионы долларов, не вспоминая о размерах своей зарплаты, а когда наконец сравнили то, что заработали, с тем, что потратили, баланс сошелся до последнего пенни», — предлагает он[138]. Таким образом, вычисления Коулмена, показывающие, что можно сократить космологическую постоянную до одной доли от 10¹⁰⁰, дали в высшей степени нетривиальный результат. Не забыв украсить этот пирог глазурью, Коулмен подчеркивает, что «червоточины» решают также еще одну задачу: помогают определить величины фундаментальных постоянных Вселенной. Коулмен добавляет: «Это был совершенно иной механизм в сравнении с любыми другими из тех, что рассматривались. Это Бэтмен, раскачивающийся на канате»[139].

Но начала всплывать и критика; особенно часто его упрекают в том, что согласно допущению Коулмена «червоточины» малы, сопоставимы по размерам с планковской длиной и что он забыл просуммировать большие «червоточины». По мнению критиков, в сумму также следует включить большие «червоточины». Но, поскольку мы нигде не видим больших, зримых «червоточин», по-видимому, в вычислениях есть досадный изъян.

Глазом не моргнув, Коулмен отвечает критикам привычным для него способом: выбирая эпатажные заголовки для своих статей. Чтобы доказать, что большими «червоточинами» в его вычислениях можно пренебречь, он опубликовал свои контрдоводы и озаглавил их «Бегство от угрозы гигантских „червоточин“». Когда ему задали вопрос насчет названия статьи, он ответил: «Если бы Нобелевскую премию давали за названия, я бы свою уже получил»[140].

Если бы чисто математические доводы Коулмена оказались корректными, они дали бы убедительное экспериментальное свидетельство тому, что «червоточины» — неотъемлемая особенность всех физических процессов, а не просто неосуществимая мечта. Это означало бы, что «червоточины», соединяющие нашу Вселенную с бесконечным множеством мертвых вселенных, играют важную роль, не давая нашей Вселенной скрутиться в тугой крошечный шарик или расшириться с невероятной скоростью. Отсюда следовало бы, что «червоточины» — существенная особенность, благодаря которой наша Вселенная сравнительно стабильна.

Но, как и с большинством исследований, в которых фигурирует планковская длина, с окончательным решением уравнений для «червоточин» придется подождать до тех пор, пока мы не разберемся как следует в квантовой гравитации. Многим уравнениям Коулмена требуется средство устранения бесконечностей, типичных для всех квантовых теорий гравитации, а это подразумевает использование теории суперструн. В частности, нам, по-видимому, придется дождаться момента, когда мы сможем с уверенностью вычислить конечные квантовые поправки к теории Коулмена. Многим из этих неожиданных прогнозов придется ждать, когда мы усовершенствуем свои вычислительные инструменты.

Как мы уже подчеркнули, проблема носит преимущественно теоретический характер. Нам просто не хватает математических способностей, чтобы взломать эти четко определенные задачи. Уравнения на доске словно дразнят нас, а мы в настоящее время не в силах найти для них строгое конечное решение. Как только физики лучше разберутся в планковской энергии, перед ними откроется целая Вселенная новых возможностей. Тот, кто по-настоящему подчинит себе энергию, соответствующую планковской длине, станет повелителем всех фундаментальных сил. К этой теме мы и обратимся далее. Когда же нам предстоит стать повелителями гиперпространства?