Каждая по-настоящему вечная проблема одновременно является и вечной ошибкой; каждый ответ – расплатой, каждое открытие – улучшением.
– Отто Вейнингер
Наши лучшие измерения удалённой Вселенной, за пределами нашей Галактики, привели нас к существующей ныне картине того, чем занимается наша Вселенная: расширяется и охлаждается, в то время, как галактики разлетаются всё дальше друг от друга.
Но что это значит для нашего прошлого?
Если мы расширяемся и охлаждаемся, это значит, что в прошлом мы были меньше и не такими холодными, то есть, плотнее и горячее.
Если вы попытаетесь думать, как учёный, вам будет недостаточно знаний только о том, чем она занимается сейчас. Вам захочется узнать – если она расширяется – то под воздействием чего и как быстро. Иначе говоря, определить скорость расширения.
Ответ довольно прост: если в качестве теории гравитации мы выберем ОТО, то скорость расширения Вселенной будет определяться доминирующим в ней типом энергии.
В относительно недавнем прошлом, когда Вселенная была заполнена галактиками, звёздами, планетами, и всеми открытыми нами объектами, большую часть времени в ней доминировала материя, как обычная, так и тёмная.
И вот как в таком случае расширяется Вселенная.
Обратите внимание, что H со временем падает. Это значит, что в прошлом Вселенная была горячее, плотнее и расширялась быстрее.
Но если забраться достаточно далеко в прошлое, раз Вселенная была плотнее и горячее, в какой-то момент она окажется слишком горячей для того, чтобы в ней формировались нейтральные атомы. Кроме этого, очевидно, что энергия излучения во Вселенной была гораздо большей.
Продолжая экстраполяцию, мы придём к тому, что энергия излучения превысит энергию материи. Из-за этого Вселенная будет расширяться по-другому! А как расширяется Вселенная, в которой доминирует излучение?
Ситуация схожая с той, где доминирует материя, просто цифры немного меняются. Но мы не можем возвращаться назад к произвольным температурам и к сингулярности. Существуют ограничения на температуру Вселенной в прошлом, и о них нам говорит реликтовое излучение.
Так что было до этого? Что было до горячей, плотной Вселенной, заполненной веществом и излучением?
Насколько нам известно, был период инфляции. Распрямляя Вселенную и обеспечивая повсюду однородные свойства, космическая инфляция задала начальные условия, приведшие к существованию сегодняшней Вселенной.
Кроме вещества и излучения, во Вселенной может доминировать энергия вакуума (в конце концов, вся энергия пустого пространства не обязана быть нулевой, и она и сегодня ненулевая!).
Когда во Вселенной доминирует энергия вакуума, её история расширения выглядит совсем по-другому.
Обратите внимание на то, что скорость расширения не уменьшается со временем! Это значит, что вместо роста по закону степеней, Вселенная растёт экспоненциально, и очень быстро может растянуться не только гораздо больше того размера, который вы можете себе представить, но в гуголы раз больше всей наблюдаемой Вселенной!
Возможно, вам хочется узнать размер ненаблюдаемой Вселенной. Очень вероятно, что существуют части Вселенной, отдалённые от нас более, чем на 46,5 миллиардов световых лет; мы просто не можем увидеть свет, исходящий от них!
Так что же определяет инфляцию? Давайте взглянем на стандартную картину инфляции.
По оси Y откладывается энергия. В частности, количество энергии вакуума, присущей пространству. Очевидно, количество энергии вакуума в сегодняшнем космосе очень мало: на 28 порядков меньше, чем было во время инфляции!
Если нам нужно, чтобы Вселенная расширилась достаточно, чтобы прийти к плоскому и грубо однородному сегодняшнему состоянию, нам нужно, чтобы она находилась в состоянии инфляции достаточно долго. Нам нужно начать, когда мы находимся на плоской части графика выше.
Пока мы можем скользить вниз по кривой достаточно медленно, мы получим достаточно инфляции для появления нашей Вселенной. В будущем мы начнём соскальзывать в углубление.
И в итоге упадём в него. В этот момент энергия вакуума превращается в вещество, излучение, и всё то, что приводит к появлению Большого взрыва, давшего начало нашей Вселенной. И если теория инфляции права, это однозначно произошло в нашем районе Вселенной; более того, это случилось конкретно 13,7 миллиарда лет назад.
Но нужно помнить, что поле, приведшее к инфляции – чем бы оно ни было – должно было быть квантовым полем или частицей, как и всё во Вселенной.
А что же случается с электроном – хорошо изученной квантовой частицей – внутри того, что мы можем изучить, например, в атоме? Можно измерить его и узнать его положение в какой-то момент. Но давайте подождём.
Если это квантовая частица, её волновая функция со временем распространяется, и занимает суперпозицию разрешённых состояний. А как это связано с нашим инфляционным полем? Что мы получим, если тоже позволим ему распространиться со временем?
Мы получим, что часть этого квантового поля, если она будет двигаться достаточно медленно, распространится в прошлое, туда, где оно началось, по направлению к состоянию, где оно будет продолжать расширяться! Помните картинку с классической инфляцией, которую мы приводили ранее?
В этой картине инфляция какое-то время происходит, а затем заканчивается везде одновременно. Но если инфляция будет квантовым полем – а она и должна им быть – нужно подсчитать, как быстро оно распространяется, как быстро Вселенная расширяется, как быстро она катится вниз с холма. Если она катится слишком быстро, или расширяется слишком медленно, у него не будет времени распространиться на достаточное количество районов Вселенной. Но если она движется медленно, а расширяется быстро, и распространяется достаточно быстро, что мы получим?
Мы начнём с расширяющегося региона, нарисованного синим. Если потенциал достаточно сильно приблизится к провалу графика, инфляция кончится, и мы отметим это красным Х. Но если инфляция продолжается, мы оставляем его синим и создаём больше расширяющегося пространства-времени, перед тем, как проверить его снова. И вот, что мы увидим.
Хотя в любой момент примерно в 50% регионах Вселенной инфляция закончена, достаточно большое её количество распространится обратно вверх по холму, в результате чего инфляция будет длиться бесконечно. И это оказывается верным для любой модели медленно передвигающейся инфляции!
Иначе говоря, во Вселенной существуют регионы, которые в прошлом подвергались инфляции, которые энергия ложного вакуума превратила в излучение и материю, и история этих частей Вселенной очень похожа на нашу. Но между этими регионами существуют другие, в которых инфляция продолжается, и так далее, и тому подобное.
Именно поэтому существует не только Вселенная, но и Мультивселенная!
Рассказанная мною история консервативная. В этой её версии фундаментальные константы в разных регионах мультивселенной одинаковые, и в других вселенных действуют те же законы физики – с тем же квантовым вакуумом, и т.п. Но большая часть людей, рассуждающих о мультивселенных, пошла гораздо дальше этого.
Можно услышать идеи о множественных ложных вакуумах, ландшафтах, связях с квантовой гравитацией, появившиеся в последние несколько лет. В основном они порождены желанием притянуть происходящее к теории струн, и представляют набор трудностей, но и множество интересных вариантов. Здесь я не буду их рассматривать, но когда вы услышите эти слова, то имейте в виду, что выше приведена общая для них история.
И эта базовая концепция, хотя и не является полной, представляет собой простую квантовую механику в применении к лучшей из работающих модели ранней Вселенной. В результате получается, что в большинстве регионов Вселенная будет расширяться вечно – это и есть Мультивселенная.
