Проблема в том, что вывод о критическом значении, при превышении которого галактики перестают формироваться, верен, если космологическая постоянная – единственный настраиваемый параметр теории. Но в теориях ранней Вселенной есть и другие параметры, которые могут меняться. Если мы будем изменять некоторые их них одновременно с изменением космологической постоянной, аргумент потеряет силу [101] .

Рассмотрим пример, в котором мы будем варьировать размер флуктуаций плотности, определяющий, насколько равномерно была распространена материя в ранней Вселенной. Если бы флуктуации были больше, космологическая постоянная смогла бы принимать значения гораздо выше критического и галактики по-прежнему образовывались бы в областях с большой плотностью, созданных в результате флуктуаций. В этом случае по-прежнему существует критическое значение для космологической постоянной, однако оно вырастает по мере увеличения масштаба флуктуации плотности материи.

Вы можете повторить аргументы, позволив и космологической постоянной, и размерам флуктуаций варьировать в популяции Вселенных. Теперь для каждой Вселенной выберем наугад (в диапазоне, в котором могут формироваться галактики) два числа – для космологической постоянной и для флуктуаций плотности [102] . Вероятность случайного выбора, когда оба числа принимают малые значения, снизилась с 1 к 20 до нескольких единиц к 100 тысячам [103] .

Проблема в том, что, поскольку мы не наблюдаем другие Вселенные, невозможно узнать, какие константы меняются в гипотетическом пространстве мультивселенной. Если мы считаем истинным, что в мультивселенной варьирует лишь космологическая константа, то аргумент Вайнберга работает. Если предположить, что и космологическая константа, и размеры флуктуаций варьируют, он работает хуже. В отсутствие независимых доказательств в пользу этих гипотез (если какая-либо из них верна), аргументы не приводят ни к какому выводу.

Утверждение, будто аргумент Вайнберга помог предсказать грубое значение космологической постоянной, ошибочно и из-за другого заблуждения. Это заблуждение, как известно специалистам по теории вероятностей, возникает всякий раз, когда вы произвольно выбираете распределение вероятностей, описывающее ненаблюдаемые сущности, которое не может быть независимо проверено. Аргумент Вайнберга нелогичен, потому что вы можете прийти к другому выводу, делая другие предположения о ненаблюдаемых вещах [104] .

Космологический естественный отбор лучше объясняет те же наблюдения, поскольку он дает основание фиксировать и размер флуктуаций, и космологическую постоянную. Напомним, что в некоторых простых моделях инфляции размер флуктуаций антикоррелирован с размером Вселенной. Таким образом, чем меньше размер флуктуаций, тем крупнее Вселенная и, следовательно (при прочих равных условиях), тем больше в ней черных дыр. Поэтому размер флуктуаций должен принимать значения около нижней границы диапазона, необходимого для формирования галактик. Это, в свою очередь, подразумевает малое критическое значение космологической постоянной, также соответствующее образованию галактик. Космологический естественный отбор вместе с простой моделью инфляции предсказывает, что и размер флуктуаций, и космологическая константа должны принимать небольшие значения. Этот прогноз не является произвольным и согласуется с наблюдениями.

Антропный принцип, однако, совместим с гораздо меньшей Вселенной, потому что и одной галактики, вероятно, достаточно, чтобы дать шанс разумной жизни. Наблюдения показывают, что большая доля звезд имеет свои планеты, так что одной галактики с множеством планет должно быть достаточно, чтобы гарантировать возникновение жизни по крайней мере на одной из них. Добавление галактик не повышает вероятность возникновения жизни.

Сторонник антропного принципа возразит, что принцип можно спасти, модифицировав: мы скорее всего выберем для обитания Вселенную с большим количеством планет, пригодных для жизни. Это дает основание предпочитать Вселенные как можно более крупные и предполагает низкое значение как флуктуаций плотности, так и космологической постоянной. Это забавно: предсказание теории меняется без изменения каких-либо фактов. Две версии антропного принципа различаются не каким-либо утверждением о мультивселенной, а лишь тем, как мы выбираем Вселенные (к которым, как мы чувствуем, необходимо присмотреться, учитывая, что популяция негостеприимных Вселенных гораздо больше).

“Позвольте! – воскликнет антропный энтузиаст. – Цивилизация в мультивселенной, скорее всего, возникнет в такой Вселенной, в которой уже существует много цивилизаций и, следовательно, во Вселенной с многими галактиками, а не во Вселенной лишь с одной галактикой”. На первый взгляд это разумно, но придется возразить: “Откуда вы знаете?” В мультивселенной может существовать гораздо больше малых Вселенных, чем крупных, так что Вселенная, случайно выбранная цивилизацией, скорее всего, окажется в малой. Какой сценарий верен, зависит от относительного распределения больших и малых Вселенных в мультивселенной, но это нельзя независимо проверить. Теоретики могли бы, вероятно, построить модели, соответствующие разным распределениям размеров Вселенных, но то, что вы можете настроить ненаблюдаемые характеристики сценария, чтобы выбрать соответствующий своей гипотезе, не является доказательством.

При космологическом естественном отборе наша Вселенная – типичный представитель популяции Вселенных, и здесь нет места для настраиваемого принципа, необходимого, чтобы выбрать из нетипичных случаев.

Заметим, что речь идет не о создании Вселенных в черных дырах либо в качестве пузырей в условиях инфляции. Речь о роли времени и динамики в сценариях, позволяющей объяснять известные свойства Вселенной и предсказывать новые. Инфляционная модель могла бы использовать время и длинные цепи перерождений (пузыри в пузырях, которые, в свою очередь, тоже в пузырях), чтобы уйти от антропного принципа и воспользоваться преимуществами космологического естественного отбора.