Notes

• [1]
  Lee Smolin, « Did the Universe Evolve? » Class. Quant. Grav. 9: 173-91, 1992.
• [2]
  Alex Vilenkin, « Birth of Inflationary Universes », Phys. Rev. D, 27:12, 2848-55, 1983; Andrei Linde, « Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe », Phys. Lett. B, 175:4, 395-400, 1986.
• [3]
  Diverses critiques de la sélection naturelle cosmologique ont été publiées, et à ma connaissance j’ai répondu à toutes dans les annexes de The life of the Cosmos et des articles ultérieurs. Pour les critiques, voir T. Rothman and G.F.R. Ellis, « Smolin’s Natural Selection Hypothesis », Q. Jour. Roy. Astr. Soc. 34, 201–12 (1993); Alex Vilenkin, « On Cosmic Natural Selection », arXiv:hep-th/0610051v2, 2006 ; Edward R. Harrison, « The Natural Selection of Universes Containing Intelligent Life », Q. Jour. Roy. Astr. Soc. 36, 193–203, 1995; Joseph Silk, « Holistic Cosmology », Science, 277:5326, 644, 1997 ; et John D. Barrow, « Varying G and Other Constants », arXiv:gr-qc/9711084v1, 1997. En particulier, il est faux d’affirmer qu’il existe un argument évident selon lequel changer la constante de Newton (qui fixe tous les autres paramètres) augmente le nombre de trous noirs, car les effets complexes sur la galaxie et la formation d’étoiles et l’évolution des étoiles ne sont pas pris en compte.
• [4]
  Dans l’évolution biologique, il y a en réalité deux paysages ; le paysage des gènes, qui décrit tous les génotypes possibles (séquences d’ADN), et le paysage des phénotypes, qui sont les expressions physiques des gènes. En appliquant la sélection naturelle à la physique, vous avez aussi deux niveaux de description. La probabilité qu’un univers se reproduise dépend des valeurs des paramètres du modèle standard ils sont équivalents aux phénotypes. Mais dans une théorie fondamentale comme la théorie des cordes, le modèle standard est une description approchée ; le sous-tendant, est un choix de théories – qui sont les équivalents des génotypes. En évolution biologique, la relation entre génotype et phénotype peut être compliquée et indirecte, c’est aussi le cas en physique. Ainsi, par prudence, il est bon de faire la distinction entre le paysage pour une proposition de théorie fondamentale, telle que la théorie des cordes, et le paysage des paramètres du modèle standard.
• [5]
  Les autres sont (1) un renversement du signe de la différence de masse proton/neutron ; (2) une augmentation ou une diminution de la constante de Fermi assez grande pour influencer l’énergie et la matière éjectées par les supernovae ; (3) une augmentation de la différence de masse neutron/proton, de la masse de l’électron, de la masse du neutrino électronique, et de la constante de structure fine, ou une diminution du couplage de l’interaction forte suffisamment grande pour déstabiliser le carbone (ou pour que le moindre changement simultané produise le même effet) ; et (4) une augmentation de la masse du quark strange.
• [6]
  James M. Lattimer & M. Prakash, « What a Two Solar Mass Neutron Star Really Means », arXiv:1012.3208v1 [astro-ph.SR], 2010.
• [7]
  Dans l’article original sur la sélection naturelle cosmologique, ainsi que dans The life of the Cosmos, j’ai utilisé l’estimation la plus basse pour la masse critique – soit 1,6 masse solaire. J’ai commencé à écrire un article soulignant que la sélection naturelle cosmologique venait d’être invalidée. J’étais dans l’attente de cela, parce que la seconde meilleure chose, en gravitation quantique, est de pouvoir faire une prédiction qui est réfutée par une expérience. Toutefois, j’ai regardé à nouveau les estimations théoriques pour la masse critique et ai découvert que les experts avertissaient qu’elles pouvaient encore tolérer une étoile à kaon-neutron de deux masses solaires.
• [8]
  Voir A. D. Linde, « Particle Physics and Inflationary Cosmology » (Chur, Switzerland: Harwood, 1990), pp. 162-8, en particulier l’argument conduisant à l’équation 8.3.17. (Le livre est aussi disponible sur arXiv:hep-th/0503203v1.) Le paramètre qui peut accroître les fluctuations de densité est la force avec laquelle l’inflaton (la particule portant la force inflationnaire) interagit. Comme Linde l’a montré, dans des modèles simples, augmenter ce paramètre réduit la taille de l’univers par l’exponentielle de l’inverse de la racine carrée de ce paramètre d’interaction. Un grand merci à Paul Steinhardt pour une conversation ayant clarifié ce point.
• [9]
  Pour plus de détails sur la sélection cosmologique naturelle, voir The life of the Cosmos ou mes articles ultérieurs : « The Fate of Black Hole Singularities and the Parameters of the Standard Models of Particle Physics and Cosmology », arXiv:gr-qc/9404011v1, 1994 ; « Using Neutrons Stars and Primordial Black Holes to Test Theories of Quantum Gravity », arXiv:astro-ph/9712189v2, 1998 ; « Cosmological Natural Selection as the Explanation for the Complexity of the Universe », Physica A: Statistical Mechanics and its Applications 340:4, 705-13 (2004); « Scientific Alternatives to the Anthropic Principle », arXiv:hep-th/0407213v3, 2004 ; « The Status of Cosmological Natural Selection », arXiv:hep-th/0612185v1, 2006 ; et « A Perspective on the Landscape Problem », contribution invitée pour une édition speciale de Foundations of Physics intitulée « Forty Years Of String Theory: Reflecting On the Foundations », DOI: 10.1007/s10701-012-9652-x arXiv:1202.3373.
• [10]
  Roger Penrose m’a objecté que les singularités des trous noirs ont une géométrie très différente de la singularité cosmologique initiale, rendant improbable qu’un trou noir put être la source de notre univers comme de tout autre. C’est un point de préoccupation, mais la question ne serait pas insurmontable si les effets quantiques jouaient un grand rôle dans l’élimination de la singularité.
• [11]
  Remarquez que l’idée de lois en évolution ne requiert pas, en elle-même, de simultanéité globale. Un changement dans les lois pourrait survenir à un événement qui n’influence les événements que dans son futur causal. Comme expliqué au chapitre 6, l’organisation causale est cohérente avec la relativité de la simultanéité. Mais la sélection naturelle cosmologique a besoin d’un temps global pour signifier quelque chose – et ceci, en revanche, entre vraiment en conflit avec la relativité de la simultanéité.
• [12]
  La justification de ceci est que pour l’échelle de la physique à l’origine des bulles, on prend habituellement l’échelle de grande unification, qui est au moins de 15 ordres de grandeurs supérieure aux masses des quarks et des leptons du modèle standard. Ainsi, il est probable que les masses de ces fermions légers finissent par être essentiellement choisies au hasard lorsque les univers-bulles se forment.
• [13]
  B. J. Carr & M. J. Rees, « The Anthropic Principle and the Structure of the Physical World », Nature 278:605-12, 1979; John D. Barrow & Frank J. Tipler, The Anthropic Cosmological Principle, New York, Oxford University Press, 1986.
• [14]
  NdT : « biofriendliness ».
• [15]
  Shamit Kachru et al., « De Sitter Vacua in String Theory », arXiv:hep-th/0301240 v2, 2003.
• [16]
  Oliver DeWolfe et al., « Type IIA Moduli Stabilization », arXiv:hep-th/0505160v3, 2005 ; Jessie Shelton, Washington Taylor, & Brian Wecht, « Generalized Flux Vacua », arXiv:hep-th/0607015, 2006.
• [17]
  George F. R. Ellis & Lee Smolin, « The Weak Anthropic Principle and the Landscape of String Theory », arXiv:0901.2414v1 [hep-th], 2009.
• [18]
  Les univers avec une constante cosmologique négative décrits par Washington Taylor et ses collègues diffèrent des nôtres à plusieurs égards. D’abord, comme cela est vrai dans toutes les théories des cordes, ils font intervenir des dimensions supplémentaires. Elles ne sont pas observables, car elles sont minuscules et repliées sur elles-mêmes, mais dans les univers de Taylor elles peuvent devenir grandes. Ceci contredit les observations de façon encore plus flagrante qu’avoir le mauvais signe pour la constante cosmologique, et pourrait être considéré comme une prédiction fausse de plus de la théorie des cordes. Toutefois, vous pouvez aussi dire que la vie ne pourrait pas exister dans ces mondes. Pourquoi ? Cela ne me paraît pas complètement clair, parce qu’il existe des scénarios de théorie des cordes dans lesquels les particules et les forces vivent sur des surfaces tridimensionnelles appelées branes, qui flottent dans des dimensions supplémentaires. Dans cette sorte de configuration, la vie pourrait être compatible avec ces dimensions supplémentaires qui sont plus vastes. Les mondes hypothétiques avec constante cosmologique négative ont aussi une symétrie que notre monde n’a pas, qui est la super-symétrie. Ceci peut bloquer la formation de structures complexes ; toutefois, il est possible qu’une fraction de ceux-ci puissent permettre à la super-symétrie d’être spontanément brisée, auquel cas la vie pourrait s’y développer. Tant qu’il y a infiniment plus de théories des cordes avec une constante cosmologique négative que positive, même si une toute petite proportion des premières peut supporter la vie, celles-ci domineront les secondes. Merci à Ben Freivogel pour les conversations sur ce point.
• [19]
  Au mieux, nous pourrions détecter l’influence des collisions passées d’autres univers avec le nôtre. Cette possibilité a été étudiée, et il en résulte des prédictions à sens unique – c’est-à-dire que quelque chose d’intéressant pourrait être vu qui serait interprétable comme la collision d’autres univers avec le nôtre, mais si rien n’est vu, comme cela semble pour l’instant être le cas, aucune hypothèse ne serait infirmée. Stephen M. Feeney et al., « First Observational Tests of Eternal Inflation: Analysis Methods and WMAP 7-Year Results », arXiv:1012.3667v2 [astro-ph.CO], 2011 ; et Anthony Aguirre & Matthew C. Johnson, « A Status Report on the Observability of Cosmic Bubble Collisions », arXiv:0908.4105v2 [hep-th], 2009 et 2011 Rept. Prog. Phys.74:074901.
• [20]
  Steven Weinberg, « Anthropic Bound on the Cosmological Constant », Phys. Rev. Lett. 59:22, 2607-10, 1987.
• [21]
  Dans les unités de l’échelle de Planck.
• [22]
  Adam G. Riess et al., « Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant », Astron. Jour. 116, 1009-38, 1998.
• [23]
  Gardons-nous, en évaluant l’affirmation que l’argument de Weinberg apporte la preuve de l’hypothèse qu’il existe d’autres univers, de faire le raisonnement erroné que le fait que la constante cosmologique prenne une valeur si improbablement petite est en soi la preuve que notre univers est un membre d’une vaste collection d’univers, dont chacun voit sa constante cosmologique attribuée au hasard. Ce raisonnement ressemble à celui de l’erreur du pari à l’envers, discuté par le philosophe Ian Hacking. Supposons qu’entrant dans une pièce, nous voyons quelqu’un lancer des dés et obtenir un double six. Nous serions tenté de conclure que les dés ont été lancés de nombreuses fois auparavant, ou ont été lancés simultanément en de nombreux endroits, mais ce seraient des conclusions erronées, car la probabilité d’obtenir un double six est chaque fois la même. Hacking appelle ceci l’erreur du pari à l’envers¹* ; Ian Hacking, « The Inverse Gambler’s Fallacy: The Argument from Design. The Anthropic Principle Applied to Wheeler Universes. » Mind 96:383 (juillet 1987), pp. 331-340. doi:10.1093/mind/XCVI.383.331. John Leslie a objecté dans Mind 97:386 (avril 1988), pp. 269-272. doi:10.1093/mind/XCVII.386.269 que l’erreur ne s’applique pas à l’argument anthropique, car nous devons être dans un univers hospitalier à la vie. Mais l’argument de Weinberg de façon correcte ne se préoccupe pas d’hospitalité pour la vie mais uniquement du fait qu’il soit plein de galaxies. Nous pourrions vivre dans un univers où une seule galaxie se soit formée et toujours être en vie – donc le fait que l’univers soit empli de galaxies n’est pas nécessaire à la vie.
  NdT : « inverse gamblers fallacy ».
• [24]
  Jaume Garigga et Alex Vilenkin ont mis en lumière, dans « Anthropic Prediction for Lambda and the Q Catastrophe », arXiv:hep-th/0508005v1, 2005, qu’une combinaison particulière des deux constantes est plus pertinente quand on l’applique à l’argument de Weinberg : c’est la constante cosmologique divisée par la taille de la fluctuation élevée au cube. Mais ceci nous laisse avec deux questions : premièrement, qu’est-ce qui fixe la taille des fluctuations ? Deuxièmement, nous savons déjà que l’argument fonctionnait quand nous ne considérions que la constante cosmologique. Il y a de nombreuses combinaisons des deux constantes que nous pourrions essayer ; le fait qu’une combinaison fasse mieux que les autres n’est pas surprenant et, même s’il y a une raison à cela, ceci ne constitue pas une preuve de l’hypothèse que notre univers est un monde parmi un gigantesque multivers.
• [25]
  Michael L. Graesser, Stephen D. H. Hsu, Alejandro Jenkins, & Mark B. Wise, « Anthropic Distribution for Cosmological Constant and Primordial Density Perturbations », hep-th/0407174, Phys.Lett. B600, 15-21 (2004).
• [26]
  Une explication de la valeur de la constante cosmologique très différente de celle de Weinberg est donnée par Rafael Sorkin et ses collaborateurs à partir de la théorie des ensembles causaux : Maqbool Ahmed et al., « Everpresent Lambda », arXiv:astro-ph/0209274v1, 2002.