Multivesmír úrovně I: Nekonečné oblasti a vaše kosmické dvojče

Vraťme se k vašemu vzdálenému dvojčeti. Pokud je prostor nekonečný a rozložení hmoty je na velkých měřítkách dostatečně uniformní, pak i ty nejnepravděpodobnější události se musí někde odehrát. Konkrétně existuje nekonečně mnoho dalších obydlených planet, včetně nejen jedné, ale nekonečně mnoha planet s lidmi se stejným vzhledem, jménem a vzpomínkami jako vy. Skutečně, existuje nekonečně mnoho dalších oblastí o velikosti našeho pozorovatelného vesmíru, kde se odehrává každá možná kosmická historie. Toto je multivesmír úrovně I.

Ačkoli se důsledky mohou zdát bláznivé a protiintuitivní, tento prostorově nekonečný kosmologický model je ve skutečnosti nejjednodušší a nejoblíbenější model na dnešním trhu. Je součástí kosmologického konkordančního modelu, který souhlasí se všemi současnými pozorovatelnými důkazy a používá se jako základ pro většinu výpočtů a simulací prezentovaných na kosmologických konferencích. Naproti tomu alternativy, jako je fraktální vesmír, uzavřený vesmír a vícenásobně propojený vesmír, byly pozorováním vážně zpochybněny. Nicméně myšlenka multivesmíru úrovně I byla kontroverzní (skutečně, tvrzení v tomto smyslu bylo jednou z herezí, za kterou Vatikán upálil Giordana Bruna v roce 1600†), takže si zopakujme stav dvou předpokladů (nekonečný prostor a “dostatečně uniformní” rozložení).

Jak velký je prostor? Pozorovatelsky se dolní hranice dramaticky zvětšila bez náznaku horní hranice. Všichni akceptujeme existenci věcí, které nemůžeme vidět, ale mohli bychom je vidět, kdybychom se pohnuli nebo počkali, jako lodě za obzorem. Objekty za kosmickým horizontem mají podobný status, protože pozorovatelný vesmír roste každý rok o jeden světelný rok, protože světlo z větší vzdálenosti má čas se k nám dostat‡. Vzhledem k tomu, že se všichni učíme o jednoduchém euklidovském prostoru ve škole, může být proto obtížné si představit, jak by prostor nemohl být nekonečný — co by leželo za značkou “PROSTOR ZDE KONČÍ — DÁVEJTE POZOR NA MEZERU”? Nicméně Einsteinova teorie gravitace umožňuje, aby byl prostor konečný tím, že je odlišně propojen než euklidovský prostor, řekněme s topologií čtyřrozměrné koule nebo koblihy, takže cestování daleko jedním směrem by vás mohlo přivést zpět z opačného směru. Kosmické mikrovlnné pozadí umožňuje citlivé testy takových konečných modelů, ale dosud pro ně neposkytlo žádnou podporu — ploché nekonečné modely se k datům hodí dobře a byly stanoveny silné limity jak na prostorovou křivost, tak na vícenásobně propojené topologie. Kromě toho je prostorově nekonečný vesmír obecnou predikcí kosmologické teorie inflace (Garriga & Vilenkin 2001b). Výrazné úspěchy inflace uvedené níže proto dále podporují myšlenku, že prostor je přece jen jednoduchý a nekonečný, jak jsme se učili ve škole.

Jak uniformní je rozložení hmoty na velkých měřítkách? V modelu “ostrovního vesmíru”, kde je prostor nekonečný, ale veškerá hmota je omezena na konečnou oblast, by téměř všichni členové multivesmíru úrovně I byli mrtví a skládali by se pouze z prázdného prostoru. Takové modely byly historicky populární, původně s ostrovem jako Zemí a nebeskými objekty viditelnými pouhým okem a na počátku 20. století s ostrovem jako známou částí Mléčné dráhy. Další neuniformní alternativou je fraktální vesmír, kde je rozložení hmoty soběpodobné a všechny koherentní struktury v rozložení kosmických galaxií jsou pouze malou částí ještě větších koherentních struktur. Ostrovní a fraktální modely vesmíru byly zničeny nedávnými pozorováními, jak je uvedeno v Tegmark (2002). Mapy trojrozměrného rozložení galaxií ukázaly, že velkolepá velkoškálová struktura pozorovaná (skupiny galaxií, kupy, superkupy atd.) ustupuje na velkých měřítkách nudné uniformitě, bez koherentních struktur větších než asi 1024 m. Kvantitativněji si představte, že umístíte kouli o poloměru R na různá náhodná místa, změříte, kolik hmoty M je pokaždé obsaženo, a vypočítáte variaci mezi měřeními kvantifikovanou jejich směrodatnou odchylkou ∆M. Relativní fluktuace ∆M/M byly změřeny jako řádově jednotkové na škále R ∼ 3 × 1023 m a klesají na větších škálách. Sloan Digital Sky Survey zjistil ∆M/M až 1 % na škále R ∼ 1025 m a měření kosmického mikrovlnného pozadí prokázala, že trend k uniformitě pokračuje až k okraji našeho pozorovatelného vesmíru (R ∼ 1027 m), kde ∆M/M ∼ 10−5. Kromě konspiračních teorií, že vesmír je navržen tak, aby nás oklamal, hovoří pozorování jasně a zřetelně: prostor, jak ho známe, pokračuje daleko za okraj našeho pozorovatelného vesmíru a hemží se galaxiemi, hvězdami a planetami.

Fyzikální popis světa se tradičně dělí na dvě části: počáteční podmínky a fyzikální zákony specifikující, jak se počáteční podmínky vyvíjejí. Pozorovatelé žijící v paralelních vesmírech úrovně I pozorují přesně stejné fyzikální zákony jako my, ale s odlišnými počátečními podmínkami než v našem Hubbleově objemu. V současnosti preferovaná teorie je, že počáteční podmínky (hustoty a pohyby různých typů hmoty v rané fázi) byly vytvořeny kvantovými fluktuacemi během epochy inflace (viz oddíl 3). Tento kvantový mechanismus generuje počáteční podmínky, které jsou pro všechny praktické účely náhodné, produkující fluktuace hustoty popsané tím, co matematici nazývají ergodické náhodné pole.§ Ergodické znamená, že pokud si představíte generování souboru vesmírů, každý s vlastními náhodnými počátečními podmínkami, pak je rozdělení pravděpodobnosti výsledků v daném objemu identické s rozdělením, které získáte vzorkováním různých objemů v jediném vesmíru. Jinými slovy, znamená to, že vše, co se zde v zásadě mohlo stát, se ve skutečnosti stalo někde jinde.

Inflace ve skutečnosti generuje všechny možné počáteční podmínky s nenulovou pravděpodobností, přičemž nejpravděpodobnější jsou téměř uniformní s fluktuacemi na úrovni 10−5, které jsou zesíleny gravitačním shlukováním a tvoří galaxie, hvězdy, planety a další struktury. To znamená, že téměř všechny představitelné konfigurace hmoty se vyskytují v nějakém Hubbleově objemu daleko a také, že bychom měli očekávat, že náš vlastní Hubbleův objem bude docela typický — alespoň typický mezi těmi, které obsahují pozorovatele. Hrubý odhad naznačuje, že nejbližší identická kopie 29 91 vás je vzdálená asi ∼ 1010 m. Asi ∼ 1010 m daleko by měla být koule o poloměru 100 světelných let identická s tou, která je soustředěna zde, takže všechny vjemy, které máme během příštího století, budou identické s vjemy našich 115 protějšků tam. Asi ∼ 1010 m daleko by měl být celý Hubbleův objem identický s naším.∗∗ To vyvolává zajímavý filozofický bod, který se nám vrátí a bude nás strašit v oddíle V B: pokud existuje mnoho kopií “vás” s identickým minulým životem a vzpomínkami, nemohli byste si vypočítat svou vlastní budoucnost, i kdybyste měli úplnou znalost celého stavu vesmíru! Důvodem je, že nemůžete určit, která z těchto kopií jste “vy” (všechny cítí, že jsou). Jejich životy se však obvykle začnou nakonec lišit, takže nejlepší, co můžete udělat, je předpovědět pravděpodobnosti toho, co od nynějška zažijete. To zabíjí tradiční pojem determinismu.

Je teorie multivesmíru spíše metafyzikou než fyzikou? Jak zdůraznil Karl Popper, rozdíl mezi nimi spočívá v tom, zda je teorie empiricky testovatelná a falšovatelná. Obsahování nepozorovatelných entit samo o sobě neznamená, že je teorie netestovatelná. Například teorie, která uvádí, že existuje 666 paralelních vesmírů, z nichž všechny jsou bez kyslíku, činí testovatelnou predikci, že bychom zde neměli pozorovat žádný kyslík, a proto je pozorováním vyloučena.

Jako vážnější příklad se rámec multivesmíru úrovně I běžně používá k vyloučení teorií v moderní kosmologii, ačkoli to zřídka bývá explicitně vyjádřeno. Například pozorování kosmického mikrovlnného pozadí (CMB) nedávno ukázala, že prostor nemá téměř žádnou křivost. Horká a studená místa na mapách CMB mají charakteristickou velikost, která závisí na křivosti prostoru, a pozorovaná místa se zdají být příliš velká na to, aby byla v souladu s dříve populárním modelem “otevřeného vesmíru”. Průměrná velikost skvrny se však náhodně mírně liší od jednoho Hubbleova objemu k druhému, takže je důležité být statisticky přísný. Když kosmologové říkají, že model otevřeného vesmíru je vyloučen s 99,9% jistotou, ve skutečnosti tím myslí, že pokud by model otevřeného vesmíru byl pravdivý, pak by méně než jeden z každého tisíce Hubbleových objemů vykazoval skvrny CMB tak velké, jako ty, které pozorujeme — proto je celý model se všemi jeho nekonečně mnoha Hubbleovými objemy vyloučen, i když jsme samozřejmě zmapovali CMB pouze v našem vlastním konkrétním Hubbleově objemu.

Z tohoto příkladu se můžeme poučit, že teorie multivesmíru lze testovat a falšovat, ale pouze pokud předpovídají, jaký je soubor paralelních vesmírů, a specifikují rozdělení pravděpodobnosti (nebo obecněji to, co matematici nazývají míra) nad ním. Jak uvidíme v oddíle V B, tento problém s mírou může být docela vážný a pro některé teorie multivesmíru je stále nevyřešen.