метки. Принцип конформной инвариантности утверждает, что уравнения, управляющие движением струн, сохраняют свою форму, если мы изменим способ измерения расстояний, умножив все расстояния между какой-то точкой и любой соседней точкой на величину, произвольным образом зависящую от положения первой точки. Конформная симметрия необходима потому, что в противном случае колебания струны в направлении оси времени приведут (согласно одной из формулировок теории) либо к отрицательным вероятностям, либо к нестабильности вакуума. При наличии конформной симметрии эти времениподобные колебания могут быть устранены из теории преобразованием симметрии, и поэтому безвредны.
Б191
Термин «антропный принцип» ввел Б. Картер. См., например, Confrontation of Cosmological Theories with Observation / Ed. M.S. Longair (Dordrecht: Reidel, 1974);
Б192
Салпетер в своей статье 1952 года также говорит о том, что И. Опик выдвигал эту идею в 1951 году.
Б193
С Хойлом работали Д.Н.Ф. Данбар, В.А. Венцель, В. Уолинг.
Б194
На самом деле, уровни энергии кислорода также должны обладать специальными свойствами, чтобы не допустить превращения всего углерода в кислород.
Б195
В группу входили М. Ливио, Д. Холловелл, А. Вейс и Дж.В. Труран.
Б196
Конкретно, на 60 кэВ. Это, конечно, очень маленькая энергия по сравнению с разностью в 7,644 МэВ между энергиями этого нестабильного состояния и стабильного наинизшего состояния углерода. Но не требуется никакой тонкой настройки, чтобы сделать энергию этого нестабильного состояния ядра углерода равной с такой же точностью энергии ядра бериллия-8 и ядра гелия, поскольку в хорошем приближении соответствующие состояния ядер углерода и бериллия являются просто слабо связанными ядерными молекулами, состоящими из трех или двух ядер гелия. (Я благодарен моему коллеге Вадиму Каплуновскому из Техасского университета за это замечание.)
Б197
Эта версия антропного принципа иногда называется слабым антропным принципом.
Б198
Б199
Строго говоря, эти «кротовые норы» возникают математически в том подходе к квантовой гравитации, которая известна как евклидово интегрирование по траекториям. Неясно, какое отношение все это может иметь к реальным физическим процессам.
Б200
Коулмен продолжал настаивать (как Баум и Хокинг ранее), что вероятности этих констант имеют бесконечно высокие пики при определенных значениях, так что с подавляющей вероятностью константы примут эти конкретные значения. Однако такой вывод базируется на математической формулировке (в виде евклидового интеграла по траекториям) квантовой космологии, согласованность которой находится под вопросом. Трудно быть полностью уверенным во всем этом, поскольку мы имеем дело с гравитацией в квантовой области, т.е. там, где наши уравнения уже неадекватны.
Б201
Чтобы вновь показать, насколько бывает сложной история науки, замечу, что сразу же после работы Эйнштейна 1917 г. по космологии его друг Биллем де Ситтер указал на то, что уравнения гравитационного поля Эйнштейна, модифицированные путем включения космологической постоянной, имеют другой класс решений, также по внешнему виду статических, но не содержащих (или почти не
