Сколько вселенных вмещает в себя мультивселенная?

Представьте себе: другая Вселенная, но точно такая же, чем та, в которой мы живем. И где все случайные события, породившие нашу реальность в том виде, в каком она есть, проистекают в «чужом» для нас мире.

Во всех отношениях, каждое квантовое событие, имеющее набор возможностей, проходит те же последовательности, что и здесь, у нас дома.

За исключением, разве что, того момента, что “там” может быть “иной путь”. Две Вселенные, которые так долго шли параллельно друг другу, в один прекрасный момент разошлись.

Возможно, наша Вселенная, со знакомой нам версией событий, - не единственная на свете. Может быть, существуют и другие универсумы, даже с другими историями и альтернативными исходами по сравнению с тем, что мы пережили.

Это не просто вымысел, - хотя он играет невероятную роль в различных фантастических ситуациях, - но одна из самых захватывающих вероятностей, открывающихся благодаря теоретической физике.

Вот что говорит наука о том, существуют ли параллельные вселенные на самом деле.

Какой бы огромной ни была наша Вселенная, однако та часть, которую мы можем видеть, получить к ней доступ, повлиять на нее или подвергнуться ее влиянию, конечна и поддается количественному измерению. Включая фотоны и нейтрино, она содержит около 1090 частиц, объединенных в 6-20 триллионов галактик, и, возможно, еще 9-30 триллионов галактик, которые откроются нам по мере ее расширения.

Каждая такая галактика содержит в себе около триллиона звезд (в среднем), и эти галактики объединяются в огромную, охватывающую весь космос паутину, которая простирается во все стороны на 46 миллиардов световых лет.

Но, несмотря на то, что говорит нам интуиция, это не означает, что мы находимся в центре конечной Вселенной. На самом деле, весь набор доказательств свидетельствует об обратном.

Причина, вследствие чего она кажется нам конечной по размеру - причина, по которой мы не можем увидеть ничего, что находится на расстоянии больше определенного - не в том, что Вселенная на самом деле конечна по размеру, а скорее в том, что существовала в своем нынешнем состоянии в течение ограниченного количества времени.

Если вы больше ничего не узнаете о Большом взрыве, то это: Вселенная не была постоянной в пространстве или во времени, а скорее эволюционировала от более однородного, горячего, плотного состояния к более неуклюжему, холодному и диффузному миру современности.

По мере того, как мы обращаемся ко все более ранним эпохам, Вселенная выглядит более гладкой и с меньшим количеством развитых галактик; по мере того, как мы обращаемся к более поздним временам, галактики укрупняются, они массивнее и состоят из более старых звезд, с большими расстояниями, отделяющими группы и скопления друг от друга.

Биг бум подарил нам богатую Вселенную, содержащую множество реликтов нашей общей космической истории, включая:

• многие поколения звезд;
• ультрахолодный фон остаточного излучения;
• галактики, которые, кажется, удаляются от нас все быстрее и быстрее;
• и фундаментальный предел того, как далеко назад мы можем видеть.

Предел нашей космической перспективы установлен расстоянием, которое свет смог преодолеть с момента Большого взрыва.

Но это ни в коем случае не означает, что за пределами доступной нам части Вселенной нет более старой Вселенной. На самом деле, есть как наблюдательные, так и теоретические аргументы, указывающие на существование гораздо большей Вселенной за пределами того, что мы видим: возможно, даже бесконечно большей.

Конечная Вселенная демонстрировала бы ряд сигналов, позволяющих нам определить, что мы не живем в бесконечном море пространства-времени.

Мы бы измерили пространственную кривизну и могли бы обнаружить, что Вселенная в некотором роде имеет форму сферы, где если долго двигаться по прямой линии, то можно вернуться в исходную точку.

Можно искать повторяющиеся узоры в небе, когда один и тот же объект появляется в разных местах одновременно. Можно измерить плавность космоса по температуре и плотности и посмотреть, как эти несовершенства эволюционируют со временем.

Если бы Вселенная была конечной, мы бы увидели определенный набор свойств, присущих узорам, которые проявились в результате температурных флуктуаций, оставшихся после Большого взрыва. Но вместо этого мы видим другой набор закономерностей, который учит нас прямо противоположному: универсум неотличим от идеальной плоскости, бесконечно большой плоскости.

Конечно, мы не можем знать этого наверняка. Если бы у вас был доступ только к вашему собственному заднему двору, вы не смогли бы измерить кривизну Земли, потому что та часть, где у вас есть доступ, неотличима от плоской.

Основываясь на видимой нами части Вселенной, мы можем утверждать, что если Вселенная конечна и действительно искривляется, то ее объем должен быть по крайней мере в миллионы раз больше видимой нами части, причем верхний предел этой цифры не установлен. Но теоретически последствия наших наблюдений рисуют еще более манящую картину.

Видите ли, мы можем экстраполировать Большой взрыв назад к произвольно горячему, плотному, расширяющемуся состоянию и обнаружить, что он не мог стать бесконечно горячим и плотным в самом начале.

Скорее, выше некоторой энергии и до очень раннего времени существовала фаза, предшествующая Большому взрыву, и именно она привела к созданию наблюдаемой нами Вселенной. Твкой этап, период космологической инфляции, описывает микровремена, когда космос был наполнен энергией, присущей самому пространству: состояние, заставляющее Вселенную расширяться с экспоненциальной скоростью.

• Во Вселенной, наполненной материей или излучением, скорость расширения со временем уменьшается, поскольку она становится менее плотной. Но если энергия присуща самому пространству, то плотность не уменьшается, а остается постоянной, даже по мере ее расширения.
• Во Вселенной, где преобладает материя или излучение, скорость расширения со временем замедляется, и удаленные точки двигаются со все меньшей скоростью.
• При экспоненциальном расширении скорость не падает вообще, и удаленные точки - с течением времени, постепенно - сначала отдаляюися вдвое дальше, затем в четыре раза, в восемь, в шестнадцать, в тридцать два и т.д. раз.

Поскольку расширение не только экспоненциальное, но и невероятно быстрое, "удвоение" происходит на временных масштабах порядка 10-35 секунд. Это означает:

• к моменту, когда пройдет 10-34 секунды, Вселенная примерно в 103 (или 1000) раз превысит свой первоначальный размер,
• к моменту 10-33 секунды Вселенная примерно в 1030 (или 100010) раз больше своего первоначального размера,
• к моменту, когда пройдет 10-32 секунды, Вселенная примерно в 10300 (или 1000100) раз больше своего начального размера,
• и так далее. Экспоненциальная зависимость сильна не потому, что она быстра; она сильна потому, что она неумолима.

Теперь очевидно, что Вселенная не продолжала расширяться вечно, потому что мы здесь. Инфляция происходила в течение некоторого времени в прошлом, но затем закончилась, передав все права Большому взрыву.

Один из полезных способов представить себе инфляцию - это шар, очень медленно скатывающийся с вершины очень плоского холма, как показано на верхней панели выше.

Пока шарик остается вблизи самого верхнего плато, он катится медленно, и инфляция продолжается, вызывая экспоненциальное расширение Вселенной.

Однако как только шар достигает края и скатывается в долину, инфляция заканчивается. Поскольку он колеблется в долине взад-вперед, это качение приводит к тому, что энергия инфляции рассеивается, преобразуясь в материю и излучение. Завершается инфляционное состояние и начиная горячий Большой взрыв.

Но инфляция не возникает везде одновременно и не заканчивается везде сразу. Все в нашей Вселенной подчиняется причудливым квантовым законам реальности, даже сама инфляция. Когда мы рассматриваем этот факт природы, возникает неизбежная линия мысли.

Инфляция не похожа на шар, который является классическим полем, а скорее напоминает волну, распространяющуюся во времени, как квантовое поле.

По мере того, как время идет и все больше и больше пространства создается в результате инфляции, в определенных регионах, вероятно, инфляция закончится, а в других - продолжится.

В тех регионах, где инфляция закончится, произойдет Большой взрыв и возникнет Вселенная, подобная нашей, а в тех регионах, где она не закончится, инфляция продолжтся дольше.

Со временем, в силу динамики расширения, две области, где инфляция закончится, никогда не будут взаимодействовать или сталкиваться; области, где инфляция не закончится, будут расширяться между ними, отталкивая эти "пузырьковые Вселенные" друг от друга.

Конечно, существует множество неизвестных, связанных с этим инфляционным состоянием.

• Мы не знаем, как долго продолжалась инфляция, прежде чем она завершилась и привела к биг буму, и была ли эта продолжительность короткой, долгой или бесконечной.
• Мы не знаем, все ли области, где закончилась инфляция, похожи друг на друга, имеют те же законы природы, фундаментальные константы, квантовые свойства и флуктуации, что и наша Вселенная.
• И мы не знаем, связаны ли эти различные Вселенные каким-то физически значимым образом, или же они играют по своим собственным правилам и не влияют друг на друга.

Мечта о параллельных Вселенных, в конце концов, заключается в том, что в многомировой интерпретации квантовой механики может найтись место для всех этих альтернатив, где принимались разные решения и достигались разные результаты.

Возможно ли, что существует Вселенная, где все произошло точно так же, как и в этой, только вы сделали одну крошечную вещь по-другому, и в результате ваша жизнь сложилась иным образом?

• Где вы выбрали работу за границей, а не ту, которая удерживала вас в вашей стране?
• Где вы противостояли хулигану, вместо того чтобы позволить воспользоваться собой?
• Где вы поцеловали того, кто ушел в конце ночи, вместо того, чтобы отпустить его?
• И где событие жизни или смерти, с которым вы или ваш близкий человек столкнулись в какой-то момент в прошлом, имело другой исход?

Возможно. Мы всегда выдвем желаемое за действительное. Но для того, чтобы это действительно стало нашей физической реальностью, неизвестные о нашей Вселенной вопросы должны иметь конкретные ответы, не очень вероятные.

Во-первых, инфляционное состояние, предшествовавшее Большому взрыву, должно было длиться не просто долго, а бесконечно долго.

Предположим, что космос раздувался - то есть расширялся экспоненциально - в течение 13,8 миллиарда лет. В результате появился объем пространства, достаточный для 10 в 50-й степени Вселенных, подобных нашей, или 101000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000 Вселенных.

Поистине гигантское число. Но это все же конечное число, и если оно не больше числа возможных исходов, то недостаточно велико, чтобы вместить вероятности, которые требует понятие параллельных Вселенных.

Итак, давайте подумаем о количественном определении числа возможных исходов.

В нашей Вселенной ~1090 частиц, включая фотоны и нейтрино, и мы требуем, чтобы каждая из них имела ту же историю взаимодействий с момента Большого взрыва, которую они пережили здесь, чтобы продублировать нашу Вселенную.

Мы можем количественно оценить шансы, взяв 1090 частиц и дав им 13,8 миллиарда лет на взаимодействие. Затем мы должны спросить, сколько существует возможных исходов, учитывая законы квантовой физики и скорость взаимодействия частиц.

Как бы ни был велик двойной экспоненциал - 10 в 1050 степени - он намного меньше, чем наша оценка количества возможных квантовых исходов для 1090 частиц, которая несколько больше (1090)!

Это ! означает факториал, где 5! это 5 * 4 * 3 * 2 *1 = 120, но 1000! это 1000 * 999 * 998 * ... * 3 * 2 * 1 и это 2477-значное число.

Отчасти причина того, что число возможностей растет так быстро, заключается в том, что многие квантовые процессы имеют не просто дискретный набор вероятностных исходов. Если бы вы попытались вычислить (1090)!, то обнаружили бы, что он во много раз больше, чем относительно обыденное число, такое как 10 в 1050-й степени.

Оба числа уходят в бесконечность. Количество возможных параллельных Вселенных стремится к бесконечности, но делает это с особой (экспоненциальной) скоростью.

В то же время количество возможных квантовых исходов для Вселенной, подобной нашей, также стремится к бесконечности, и делает это гораздо быстрее. Некоторые бесконечности больше других.

Все это означает, что, если только инфляция не происходила в течение действительно бесконечного количества времени, не существует параллельных Вселенных, идентичных нашей.

Число возможных исходов от взаимодействия частиц растет быстрее, чем даже количество возможных вселенных, рожденных в результате инфляции; даже раздувающаяся мультивселенная недостаточно велика, чтобы вместить параллельные вселенные, необходимые для многомировой интерпретации квантовой физики: разместить все ее альтернативные временные линии нереально.

Хотя мы не можем доказать, продолжалась ли инфляция бесконечно долго или нет, существует теорема, демонстрирующая, что инфляционные пространства не могут быть экстраполированы назад бесконечно во времени; в этом случае они не имеют начала и называются прошлым-временем-неполным.

Инфляция может дать нам огромное количество вселенных, которые находятся в пределах большой мультивселенной, но их просто недостаточно для создания альтернативного, параллельного "ты". Количество возможных исходов увеличивается слишком быстро, и даже инфляционной Вселенной не вместить их все.

Во всей мультивселенной, скорее всего, есть только один вы. Вы должны заставить эту Вселенную считаться с вами, поскольку альтернативной версии вас не существует.

Возьмите работу мечты. Постойте за себя. Преодолейте трудности без сожалений и выкладывайтесь на полную катушку каждый день своей жизни.

Нет другой Вселенной, где бы существовала вторая версия вас и нет другого будущего, кроме того, которое вы проживете в реальности. Сделайте это.