Одна из самых интересных и соблазнительных тем для обсуждения – идея о том, что наша реальность, то есть, воспринимаемая нами Вселенная, может не быть единственной версией происходящих событий. Возможно, существуют и другие Вселенные, возможно даже с разными версиями нас с вами, разными историями и разными концовками, не такими, как наша: некая Мультивселенная. Для ежедневной колонки ответов на вопросы читатели, как обычно, присылали свои вопросы и предложения, но на этой неделе честь достаётся коллеге, ученому-астрофизику Аманде Мэшбёрн, которая спрашивает: "Мне интересно узнать твоё мнение о теории множественных вселенных. На пленарном заседании AAS было обсуждение параллельных миров и спор на тему, являются ли они научной теорией или научной фантастикой. Что ты думаешь об этом?"
AAS – это американское астрономическое сообщество, и мы встречались в его рамках несколько недель назад. Доклад о параллельных мирах делал Макс Тегмарк, и наука тут следующая.
Вселенная, насколько это видно в мощнейшие из телескопов, протяжённая, огромная и массивная. В ней, считая фотоны и нейтрино, содержится около 10^90 частиц, собравшихся вместе и образовавших сотни миллиардов или триллионы галактик. В каждой из них содержится в среднем триллион звёзд, и разбросаны они в пространстве диаметром порядка 92 миллиардов световых лет – с нашей точки зрения.
Но вопреки нашей интуиции, это не означает, что мы находимся в центре конечной Вселенной. Все факты указывают на противоположное.
Вселенная кажется нам конечной – мы не можем видеть предметы, удалённые от нас больше, чем определённое расстояние – не потому, что она конечна, а потому, что в текущем виде она существовала ограниченное время. Даже если вы запомните всего один факт про Большой взрыв, это должен быть тот факт, что Вселенная не была постоянной в пространстве и времени, но эволюционировала из более равномерного, горячего и плотного состояния в более комковатое, прохладное и рассеянное.
В результате образовалась богатая Вселенная, насыщенная многими поколениями звёзд, имеющая сверххолодный фон остаточного излучения, в которой галактики удаляются от нас с тем большей скоростью, чем дальше они от нас находятся, и существует ограничение того, как далеко в прошлое мы можем заглянуть. Ограничение задано расстоянием, которое может пройти свет с момента Большого взрыва.
Это вовсе не означает, что за пределами доступной нам части Вселенной больше ничего нет. С точки зрения теории и по результатам наблюдений у нас есть все основания полагать, что есть, в большом количестве, а может даже и в бесконечном.
С помощью наблюдений мы можем измерить несколько разных качеств, включая пространственную кривизну Вселенной, её равномерность и гладкость по температуре и плотности, и её эволюцию во времени.
Мы найдём, что Вселенная плоская и равномерная на гораздо больших масштабах, чем размер наблюдаемой Вселенной, и, возможно, содержит в себе ещё больше Вселенной, схожей с нашей, протянувшейся на сотни миллиардов световых лет во все стороны, за пределами наших зрительных возможностей.
Но теоретически мы узнаем ещё более соблазнительные вещи. Мы можем экстраполировать Большой взрыв в обратном направлении, до состояния с произвольными температурой и плотностью, и обнаружить, что на ранних этапах оно не превращается в бесконечно горячее и плотное. При энергиях больше определённого значения и по времени, раньше определённого момента, существовала фаза, предшествующая Большому взрыву и обеспечившая его возникновение.
В этой фазе, или в период космологической инфляции, Вселенная была наполнена не материей и излучением, а присущей самому пространству энергией. И это состояние заставило Вселенную расширяться с экспоненциальной скоростью. Это значит, что вместо неторопливого расширения, или вместо того, чтобы удалённые от нас точки удалялись со всё более малой скоростью, скорость расширения вообще не падает, а удалённые места, с течением времени, становятся сначала в два раза дальше, затем в четыре, восемь, шестнадцать, тридцать два, и т.п.
Поскольку расширение не просто экспоненциально растёт, но ещё и очень быстрое, удвоение случается примерно за 10^-35 секунд. То есть, ко времени, когда прошло 10^-34 секунды, Вселенная была в 1000 больше изначального размера. Когда прошло 10^-33 секунды, Вселенная была в 10^30 (или 1000^10) раз больше изначального размера; ко времени в 10^-32 Вселенная увеличилась в 10^300 от своего первоначального размера, и т.п. Экспонента такая мощная не из-за того, что растет быстро, а из-за того, что растет все быстрее и быстрее.
Очевидно, с такой скоростью Вселенная расширялась не всё время, поскольку мы с вами присутствуем здесь, а значит, инфляция должна была закончиться, чтобы наступил Большой взрыв. Можно представить себе инфляцию, как шарик, катящийся по верхушке плоского холма. Пока шар остаётся недалеко от верхушки, он катится медленно, и инфляция продолжается, и Вселенная расширяется экспоненциально. Когда же шар начинает катиться в низину, инфляция заканчивается, и качение шара приводит к рассеянию энергии, преобразованию присущей пространству энергии в материю и излучение, что и переносит нас от состояния инфляции к горячему Большому взрыву.
Перед тем, как перечислять то, что мы не знаем про инфляцию, перечислим значимые моменты, которые нам известны.
Инфляция – это не шар. Это не классическое поле, а волна, распространяющаяся со временем, как квантовое поле.
Это значит, что со временем, когда всё больше пространства создаётся благодаря инфляции, некоторые регионы, вероятно, застанут окончание инфляции, а другие будут наблюдать её продолжение.
В регионах, где инфляция закончилась, произойдёт Большой взрыв и возникнет такая Вселенная, как наша, а в других регионах, где она не кончалась, будет происходить расширение.
Со временем, благодаря динамике расширения, различные регионы с окончившейся инфляцией не будут взаимодействовать и сталкиваться между собой; те регионы, в которых инфляция не закончилась, будут расширяться и расталкивать их.
Хотя инфляция может закончиться более чем в 50% регионов в любой момент времени (красные крестики), достаточное количество регионов продолжат бесконечно расширяться, и две разные Вселенные никогда не столкнутся.
Вот, чего мы ожидаем, на основании известных законов физики и наблюдаемых во Вселенной явлениях, сообщающих нам информацию о состоянии инфляции. Теперь можно отметить, что достаточно многого об инфляции мы не знаем, и это приводит к появлению большого количества неясностей и возможностей:
Мы не знаем, как долго продолжалась инфляция до того момента, как она закончилась и перешла в Большой взрыв. Вселенная может быть немного больше видимой нам части, может быть в невероятное количество раз больше видимой части, или же может быть на самом деле бесконечной.
Мы не знаем, похожи ли те регионы, где инфляция кончилась, или же они сильно отличаются друг от друга. Вероятно, что существует некая физическая динамика, принуждающая параметры, такие как массы частиц, величины сил, количество тёмной энергии, быть одинаковыми во всех регионах, где инфляция кончилась. Также возможно, что в разных регионах, которые мы можем рассматривать, как разные Вселенные, физика может отличаться.
А если все Вселенные одинаковы с точки зрения физики, и если количество этих Вселенных бесконечно, и если многомировая интерпретация квантовой механики верна, значит ли это, что существуют параллельные Вселенные, где всё эволюционировало точно так же, как у нас, и только мелкие отличия на квантовом уровне различались?
Иными словами, возможно ли, что существует Вселенная, где всё происходило так же, как в нашей, только вы совершили какой-то один поступок по-другому, и ваша жизнь в результате резко поменялась?
Где вы выбрали работу в другой стране, а не остались в своей?
Где вы воспротивились хулигану, а не дали себя использовать?
Где вы поцеловали ту, что убежала от вас вечером, а не отпустили её?
И где жизненно важная ситуация, с которой столкнулись вы или ваш любимый человек, закончилась по-другому?
Удивительная идея: существует Вселенная, в которой возможно любое развитие событий. Всё, вероятность чего выше нуля, могло случиться в одной из Вселенных.
Но для реализации этой идеи требуется оправдать очень много «если». Например, состояние инфляции должно длиться не просто долго – не просто 13,8 миллиарда лет, в течение которых существует наша Вселенная – но бесконечно долго.
Почему? Конечно, если бы Вселенная расширялась экспоненциально – не только в течении малой доли секунды, но в течении 13,8 миллиарда лет, или примерно 4 * 10^17 секунд – мы получили бы огромный объём пространства! Даже если в каких-то регионах инфляция заканчивается, в большей части объёма Вселенной преобладают регионы с продолжающейся инфляцией.
Если реально посчитать, то мы получим не менее (10^50)^50 Вселенных, начавших своё развитие с условий, очень близких к нашим. Это
10^100000000000000000000000000000000000000000000000000 Вселенных – вряд ли вы когда-нибудь представляли себе число больше, чем это. И, тем не менее, есть числа и побольше, описывающие количество вероятностей исхода столкновений частиц.
В каждой Вселенной 10^90 частиц, и нам нужно, чтобы у всех этих частиц была одна и та же история всех взаимодействий на протяжении 13,8 миллиарда лет, чтобы получить идентичную нашей Вселенную – так, чтобы при выборе одного из нескольких путей, обе Вселенные существовали бы. Это очень большой запрос для Вселенной, имеющей 10^90 квантовых частиц, поскольку должно существовать меньше (10^50)^50 возможностей столкновения частиц между собой на протяжении 13,8 миллиарда лет. Число на картинке – всего лишь 1000!, или (10^3!), или 1000 факториал, описывающее количество перестановок 1000 разных частиц. Представьте, насколько число 10^3! больше, чем 10^1000. 10^3! – это примерно 10^2477.
Но во Вселенной не 1000 частиц, а 10^90. И каждый раз при взаимодействии двух из них существует не два варианта развития событий, а целый квантовый спектр. Так что существует гораздо больше вариантов, чем 10^90!, и это число во много гуголплекс раз больше, чем такая ерундовина, как (10^50)^50.
Иначе говоря, количество возможных результатов столкновения частиц в любой Вселенной приближается к бесконечности быстрее, чем количество Вселенных из-за инфляции.
Даже если отбросить предположение, что может существовать бесконечное разнообразие значений фундаментальных констант, и даже оставляя в стороне такие проблемы, как описывает ли Мультивселенная реальное положение дел, имеет смысл тот факт, что количество возможных результатов взаимодействия растёт так быстро – намного быстрее, чем экспонента – что, если только инфляция не продолжалась бесконечно долго, параллельных Вселенных, идентичных нашей, не существует.
Теорема сингулярности утверждает, что инфляционное состояние обладает неполнотой мировых линий пространства-времени, и, следовательно, инфляция вряд ли длилась бесконечное количество времени, а скорее всего, началась в отдалённой, но конечной точке прошлого. Сейчас существует огромное количество Вселенных – возможно, с отличными от нашей законами, а возможно, и нет – но их недостаточно для того, чтобы там появились разные варианты нас с вами; количество вариантов результатов взаимодействия растёт слишком быстро по сравнению с ростом количества возможных Вселенных.
И что же это значит для нас?
Это значит, что вам нужно убедиться, что наша Вселенная имеет значение. Делайте выборы, о которых не будете жалеть: выбирайте работу мечты, умейте постоять за себя, обходите проблемы так хорошо, как только можете, и каждый день выкладывайтесь на всю. Нет другой такой Вселенной с такой же версией вас, и для вас нет другого будущего, кроме того, какое вы сами для себя строите.
Сделайте это будущее наилучшим из возможных.
Спасибо за прекрасный вопрос, Аманда, на пересечении физики, философии и на границах научного познания. И хотя параллельные Вселенные остаются плодородной почвой для исследования всех возможностей, наши сегодняшние знания оставляют им мало шансов – по крайней мере, в вопросах существования альтернативных версий нас с вами.