I taseme multiversum: lõpmatud piirkonnad ja sinu kosmiline kaksik

Pöördume tagasi teie kaugese kaksiku juurde. Kui ruum on lõpmatu ja aine jaotus on suurtes mastaapides piisavalt ühtlane, siis peavad isegi kõige ebatõenäolisemad sündmused kusagil aset leidma. Eelkõige on olemas lõpmatult palju teisi asustatud planeete, sealhulgas mitte ainult üks, vaid lõpmatult palju inimesi, kellel on sama välimus, nimi ja mälestused nagu sinul. Tõepoolest, on olemas lõpmatult palju teisi meie vaadeldava universumi suuruseid piirkondi, kus mängitakse läbi iga võimalik kosmiline ajalugu. See on I taseme multiversum.

Kuigi tagajärjed võivad tunduda hullumeelsed ja intuitiivsed, on see ruumiliselt lõpmatu kosmoloogiline mudel tegelikult kõige lihtsam ja populaarsem tänapäeval turul. See on osa kosmoloogilisest kooskõlamudelist, mis on kooskõlas kõigi praeguste vaatlusandmetega ja mida kasutatakse alusena enamiku kosmoloogiakonverentsidel esitatavate arvutuste ja simulatsioonide jaoks. Seevastu alternatiive, nagu fraktaalne universum, suletud universum ja mitmekordselt ühendatud universum, on vaatlused tõsiselt vaidlustanud. Ometi on I taseme multiversumi idee olnud vastuoluline (tõepoolest, väide selle kohta oli üks ketserlustest, mille eest Vatikan põletas Giordano Bruno 1600. aastal tuleriidal† ), seega vaatame üle kahe eelduse staatuse (lõpmatu ruum ja “piisavalt ühtlane” jaotus).

Kui suur on ruum? Vaatluslikult on alumine piir dramaatiliselt kasvanud, ilma et oleks mingeid märke ülemisest piirist. Me kõik aktsepteerime selliste asjade olemasolu, mida me ei näe, kuid võiksime näha, kui me liiguksime või ootaksime, nagu laevad silmapiiri taga. Objektidel väljaspool kosmilist horisonti on sarnane staatus, kuna vaadeldav universum kasvab iga aasta ühe valgusaasta võrra, kuna kaugemalt pärit valgusel on aega meieni jõuda‡ . Kuna meile kõigile õpetatakse koolis lihtsat eukleidilist ruumi, võib seetõttu olla raske ette kujutada, kuidas ruum ei saaks olla lõpmatu — mis oleks siis sildi taga, mis ütleb “RUUM LÕPPEB SIIN — JÄLGI TÜHIMIKKU”? Ometi võimaldab Einsteini gravitatsiooniteooria ruumi olla lõplik, olles erinevalt ühendatud kui eukleidiline ruum, näiteks neljamõõtmelise kera või sõõriku topoloogiaga, nii et kaugele ühes suunas reisides võiksite tagasi tulla vastassuunast. Kosmiline mikrolaine-taust võimaldab selliste lõplike mudelite tundlikke teste, kuid seni pole see neid toetanud — tasased lõpmatud mudelid sobivad andmetega hästi ja nii ruumilisele kõverusele kui ka mitmekordselt ühendatud topoloogiatele on seatud ranged piirid. Lisaks on ruumiliselt lõpmatu universum inflatsioonilise kosmoloogiateooria üldine ennustus (Garriga & Vilenkin 2001b). Allpool loetletud inflatsiooni silmapaistvad edusammud toetavad seega veelgi ideed, et ruum on lõppude lõpuks lihtne ja lõpmatu, nagu me koolis õppisime.

Kui ühtlane on aine jaotus suurtes mastaapides? “Saare universumi” mudelis, kus ruum on lõpmatu, kuid kogu aine on piiratud lõpliku piirkonnaga, oleks peaaegu kõik I taseme multiversumi liikmed surnud, koosnedes ainult tühjast ruumist. Sellised mudelid on olnud ajalooliselt populaarsed, algselt oli saar Maa ja palja silmaga nähtavad taevakehad ning 20. sajandi alguses oli saar Linnutee Galaktika tuntud osa. Teine mitteühtlane alternatiiv on fraktaalne universum, kus aine jaotus on iseendale sarnane ja kõik koherentsed struktuurid kosmilises galaktika jaotuses on vaid väike osa veelgi suurematest koherentsetest struktuuridest. Saare- ja fraktaaluniversumi mudelid on mõlemad hiljutised vaatlused lammutanud, nagu on ülevaates Tegmark (2002). Kolmemõõtmelise galaktika jaotuse kaardid on näidanud, et tähelepanuväärne suurstruktuur (galaktikarühmad, -klastrid, superklastrid jne), mida on täheldatud, annab suurtes mastaapides teed tuimale ühtlusele, ilma et oleks koherentseid struktuure, mis oleksid suuremad kui umbes 1024 m. Kvantitatiivsemalt, kujutage ette, et asetate erinevatesse juhuslikesse kohtadesse raadiusega R kera, mõõdate, kui palju massi M on iga kord ümbritsetud, ja arvutate mõõtmiste vahelise erinevuse, mida kvantifitseeritakse nende standardhälbega ∆M . Suhtelised kõikumised ∆M/M on mõõdetud suurusjärgus üksuse suurusjärgus R ∼ 3 × 1023m ja langevad suuremates mastaapides. Sloan Digital Sky Survey on leidnud ∆M/M nii väikese kui 1% skaalal R ∼ 1025 m ja kosmilise mikrolaine-tausta mõõtmised on kinnitanud, et ühtluse suundumus jätkub kogu tee kuni meie vaadeldava universumi servani (R ∼ 1027 m), kus ∆M/M ∼ 10−5 . Välja arvatud vandenõuteooriad, kus universum on loodud meid lollitama, räägivad vaatlused seega valjult ja selgelt: ruum, nagu me seda teame, jätkub kaugele väljapoole meie vaadeldava universumi serva, kubiseb galaktikatest, tähtedest ja planeetidest.

Maailma füüsika kirjeldus jaguneb traditsiooniliselt kaheks osaks: algtingimused ja füüsikaseadused, mis määravad, kuidas algtingimused arenevad. Vaatlejad, kes elavad I taseme paralleeluniversumites, järgivad täpselt samu füüsikaseadusi nagu meie, kuid erinevate algtingimustega kui meie Hubble'i ruumalas. Praegu soositud teooria on, et algtingimused (erinevat tüüpi aine tihedused ja liikumised varakult) loodi kvantkõikumistega inflatsiooniajastul (vt 3. jagu). See kvantmehhanism tekitab algtingimused, mis on praktiliselt juhuslikud, tekitades tiheduskõikumisi, mida matemaatikud nimetavad ergodiliseks juhuslikuks väljaks.§ Ergodiline tähendab, et kui te kujutate ette universumite ansambli genereerimist, millest igaühel on oma juhuslikud algtingimused, siis on antud ruumala tulemuste tõenäosusjaotus identne jaotusega, mille saate, kui proovite erinevaid ruumalasid ühes universumis. Teisisõnu, see tähendab, et kõik, mis oleks põhimõtteliselt siin juhtunud, juhtus tegelikult kusagil mujal.

Inflatsioon tekitab tegelikult kõik võimalikud algtingimused nullist erineva tõenäosusega, kõige tõenäolisemad on peaaegu ühtlased kõikumistega 10−5 tasemel, mida võimendab gravitatsiooniline klasterdumine, et moodustada galaktikaid, tähti, planeete ja muid struktuure. See tähendab nii, et peaaegu kõik mõeldavad aine konfiguratsioonid esinevad mõnes kauges Hubble'i ruumalas, kui ka seda, et me peaksime eeldama, et meie enda Hubble'i ruumala on üsna tüüpiline — vähemalt tüüpiline nende seas, mis sisaldavad vaatlejaid. Ligikaudne hinnang näitab, et teile lähim identne koopia 29 91 on umbes ∼ 1010 m kaugusel. Umbes ∼ 1010 m kaugusel peaks olema raadiusega 100 valgusaastat kera, mis on identne siin keskpunktiga, nii et kõik aistingud, mis meil järgmise sajandi jooksul on, on identsed meie 115 vaste aistingutega seal. Umbes ∼ 1010 m kaugusel peaks olema terve Hubble'i ruumala, mis on identne meie omaga.∗∗ See tõstatab huvitava filosoofilise punkti, mis tuleb tagasi ja kummitab meid V B jaos: kui tõepoolest on palju “sind” koopiaid, kellel on identsed minevikuelud ja mälestused, siis ei saaks te arvutada oma tulevikku isegi siis, kui teil oleks täielik teadmine kogu kosmose seisundist! Põhjus on see, et teil pole võimalik kindlaks teha, milline neist koopiatest on “sina” (nad kõik tunnevad, et nemad on). Ometi hakkavad nende elud tavaliselt lõpuks erinema, nii et parim, mida saate teha, on ennustada tõenäosusi selle kohta, mida te nüüdsest kogete. See tapab determinismi traditsioonilise mõiste.

Kas multiversumi teooria on pigem metafüüsika kui füüsika? Nagu rõhutas Karl Popper, on nende kahe erinevus selles, kas teooria on empiiriliselt testitav ja ümberlükatav. Vaatlematute üksuste sisaldamine ei muuda teooriat iseenesest mittetestitavaks. Näiteks teooria, mis väidab, et on 666 paralleeluniversumit, millest kõik on hapnikuvaesed, teeb testitava ennustuse, et me ei tohiks siin hapnikku täheldada, ja seetõttu lükatakse see vaatlusega ümber.

Tõsisema näitena kasutatakse I taseme multiversumi raamistikku rutiinselt teooriate välistamiseks kaasaegses kosmoloogias, kuigi seda harva selgelt välja öeldakse. Näiteks on kosmilise mikrolaine-tausta (CMB) vaatlused hiljuti näidanud, et ruumil pole peaaegu mingit kõverust. Kuumadel ja külmadel kohtadel CMB-kaartidel on iseloomulik suurus, mis sõltub ruumi kõverusest, ja täheldatud kohad tunduvad liiga suured, et olla kooskõlas varem populaarse “lahutatud universumi” mudeliga. Kuid keskmine koha suurus varieerub juhuslikult veidi ühe Hubble'i ruumala võrra, seega on oluline olla statistiliselt range. Kui kosmoloogid ütlevad, et avatud universumi mudel on välistatud 99,9% usaldusväärsusega, siis nad tegelikult mõtlevad, et kui avatud universumi mudel oleks tõene, siis näitaks vähem kui üks tuhandest Hubble'i ruumalast CMB-kohti, mis on sama suured kui need, mida me täheldame — seetõttu on kogu mudel kõigi oma lõpmatult paljude Hubble'i ruumaladega välistatud, kuigi me oleme loomulikult kaardistanud CMB ainult oma konkreetses Hubble'i ruumalas.

Sellest näitest õpitav õppetund on see, et multiversumi teooriaid saab testida ja ümber lükata, kuid ainult siis, kui need ennustavad, milline on paralleeluniversumite ansambel, ja määravad tõenäosusjaotuse (või üldisemalt selle, mida matemaatikud nimetavad mõõduks) selle üle. Nagu me näeme V B jaos, võib see mõõdu probleem olla üsna tõsine ja on mõnede multiversumi teooriate puhul endiselt lahendamata.