Taso I Multiversumi: Äärettömät alueet ja kosminen kaksoisolentosi

Palataanpa kaukaiseen kaksoisolentoosi. Jos avaruus on ääretön ja aineen jakautuminen on riittävän tasaista suurissa mittakaavoissa, silloin harvinaisimpienkin tapahtumien on tapahduttava jossain. Erityisesti on olemassa äärettömän monta muuta asuttua planeettaa, joista löytyy paitsi yksi, myös äärettömän monta ihmistä, joilla on sama ulkonäkö, nimi ja muistot kuin sinulla. Itse asiassa on olemassa äärettömän monta muuta havaittavan maailmankaikkeutemme kokoista aluetta, joissa jokainen mahdollinen kosminen historia toteutuu. Tämä on Taso I -multiversumi.

Vaikka vaikutukset saattavat vaikuttaa hulluilta ja vastoin intuitiota, tämä avaruudellisesti ääretön kosmologinen malli on itse asiassa yksinkertaisin ja suosituin markkinoilla tällä hetkellä. Se on osa kosmologista yhdenmukaisuusmallia, joka on sopusoinnussa kaiken nykyisen havainnollisen todistusaineiston kanssa, ja sitä käytetään perustana useimmille kosmologian konferensseissa esitetyille laskelmille ja simulaatioille. Sitä vastoin vaihtoehdot, kuten fraktaaliuniversumi, suljettu universumi ja moninkertaisesti yhdistetty universumi, ovat kohdanneet vakavia haasteita havaintojen perusteella. Taso I -multiversumin idea on kuitenkin ollut kiistanalainen (itse asiassa väite tästä oli yksi niistä harhaopeista, joiden vuoksi Vatikaani poltti Giordano Brunon roviolla vuonna 1600† ), joten tarkastellaanpa uudelleen kahden oletuksen (ääretön avaruus ja “riittävän tasainen” jakautuminen) tilaa.

Kuinka suuri avaruus on? Havaintojen perusteella alempi raja on kasvanut dramaattisesti ilman viitteitä ylemmästä rajasta. Me kaikki hyväksymme sellaisten asioiden olemassaolon, joita emme voi nähdä, mutta voisimme nähdä, jos liikkuisimme tai odottaisimme, kuten laivat horisontin takana. Kosmisen horisontin takana olevilla objekteilla on samanlainen tila, koska havaittava maailmankaikkeus kasvaa valovuoden joka vuosi, kun kauempaa tulevalla valolla on aikaa saavuttaa meidät‡ . Koska meille kaikille opetetaan yksinkertaista euklidista avaruutta koulussa, voi siksi olla vaikea kuvitella, kuinka avaruus ei voisi olla ääretön — sillä mitä olisi sen kyltin takana, jossa lukee “AVARUUS PÄÄTTYY TÄHÄN — VARO RAJAA”? Einsteinin painovoimateoria sallii kuitenkin avaruuden olevan äärellinen olemalla eri tavalla yhdistetty kuin euklidinen avaruus, esimerkiksi nelidimensioisen pallon tai donitsin topologialla, jolloin kaukana yhteen suuntaan matkustaminen voisi tuoda sinut takaisin vastakkaisesta suunnasta. Kosminen mikroaaltotausta mahdollistaa herkkien testien suorittamisen tällaisille äärellisille malleille, mutta toistaiseksi ne eivät ole tuottaneet niille tukea — litteät äärettömät mallit sopivat hyvin dataan, ja sekä avaruudelliselle kaarevuudelle että moninkertaisesti yhdistetyille topologioille on asetettu vahvat rajat. Lisäksi avaruudellisesti ääretön universumi on yleinen ennuste kosmologiselle inflaatioteorialle (Garriga & Vilenkin 2001b). Alla luetellut inflaation huomattavat onnistumiset tukevat siten edelleen ajatusta, että avaruus on loppujen lopuksi yksinkertainen ja ääretön, aivan kuten koulussa opimme.

Kuinka tasaista aineen jakautuminen on suurissa mittakaavoissa? “Saariuniversumi”-mallissa, jossa avaruus on ääretön, mutta kaikki aine on rajoittunut äärelliselle alueelle, lähes kaikki Taso I -multiversumin jäsenet olisivat kuolleita, koostuen vain tyhjästä avaruudesta. Tällaiset mallit ovat olleet suosittuja historiallisesti, alun perin saari on Maa ja paljaalla silmällä näkyvät taivaankappaleet, ja 1900-luvun alussa saari on Linnunradan galaksin tunnettu osa. Toinen epätasainen vaihtoehto on fraktaaliuniversumi, jossa aineen jakautuminen on itsesimilaarista ja kaikki yhtenäiset rakenteet kosmisessa galaksijakautumassa ovat vain pieni osa vielä suurempia yhtenäisiä rakenteita. Saari- ja fraktaaliuniversumimallit on molemmat purettu viimeaikaisilla havainnoilla, kuten Tegmark (2002) on tarkastellut. Kolmiulotteisen galaksijakautuman kartat ovat osoittaneet, että havaittu näyttävä suuren mittakaavan rakenne (galaksiryhmät, klusterit, superklusterit jne.) antaa tietä tylsälle tasaisuudelle suurissa mittakaavoissa, eikä yhtenäisiä rakenteita ole suurempia kuin noin 1024 m. Määrällisemmin, kuvittele sijoittavasi säteen R omaavan pallon satunnaisiin paikkoihin, mitata kuinka paljon massaa M on suljettu joka kerta ja laskea mittausten välinen vaihtelu, joka on määritetty niiden keskihajonnalla ∆M . Suhteelliset vaihtelut ∆M/M on mitattu olevan suuruusluokkaa yksi asteikolla R ∼ 3 × 1023m, ja laskevan suuremmilla asteikoilla. Sloan Digital Sky Survey on havainnut ∆M/M niinkin pienen kuin 1 % asteikolla R ∼ 1025 m, ja kosmiset mikroaaltotaustamittaukset ovat osoittaneet, että tasaisuuteen suuntautuva suuntaus jatkuu aina havaittavan maailmankaikkeutemme reunaan asti (R ∼ 1027 m), jossa ∆M/M ∼ 10−5 . Ellei ole salaliittoteorioita, joiden mukaan universumi on suunniteltu huijaamaan meitä, havainnot puhuvat siis äänekkäästi ja selkeästi: avaruus sellaisena kuin me sen tunnemme, jatkuu kauas havaittavan maailmankaikkeutemme reunan ulkopuolelle, täynnä galakseja, tähtiä ja planeettoja.

Maailman fysiikan kuvaus on perinteisesti jaettu kahteen osaan: alkuehdot ja fysiikan lait, jotka määrittävät, miten alkuehdot kehittyvät. Taso I:n rinnakkaisuniversumeissa elävät tarkkailijat havaitsevat täsmälleen samat fysiikan lait kuin mekin, mutta alkuehdot ovat erilaiset kuin Hubble-tilavuudessamme. Tällä hetkellä suosituin teoria on, että alkuehdot (eri aineiden tiheydet ja liikkeet varhaisessa vaiheessa) syntyivät kvanttivaihteluista inflaation aikakaudella (ks. kohta 3). Tämä kvanttimekanismi synnyttää alkuehdot, jotka ovat käytännössä katsoen satunnaisia, tuottaen tiheysvaihteluita, joita matemaatikot kutsuvat ergoodiseksi satunnaiskentäksi.§ Ergodinen tarkoittaa, että jos kuvittelet synnyttäväsi universumien joukon, joista jokaisella on omat satunnaiset alkuehtonsa, niin tietyn tilavuuden tulosten todennäköisyysjakauma on identtinen jakauman kanssa, jonka saat otostamalla eri tilavuuksia yhdessä universumissa. Toisin sanoen se tarkoittaa, että kaikki, mikä periaatteessa olisi voinut tapahtua täällä, tapahtui itse asiassa jossain muualla.

Inflaatio synnyttää itse asiassa kaikki mahdolliset alkuehdot nollasta poikkeavalla todennäköisyydellä, joista todennäköisimmät ovat lähes yhtenäisiä ja vaihtelut 10−5 tasolla, joita gravitaatioklusterointi vahvistaa muodostaen galakseja, tähtiä, planeettoja ja muita rakenteita. Tämä tarkoittaa sekä sitä, että lähes kaikki kuviteltavissa olevat ainekokoonpanot esiintyvät jossain kaukana olevassa Hubble-tilavuudessa, että meidän pitäisi odottaa oman Hubble-tilavuutemme olevan melko tyypillinen — ainakin tyypillinen tarkkailijoita sisältävien keskuudessa. Karkea arvio viittaa siihen, että lähin identtinen kopio 29 91 sinusta on noin ∼ 1010 m päässä. Noin ∼ 1010 m päässä pitäisi olla säteen 100 valovuotta omaava pallo, joka on identtinen tähän keskitetyn pallon kanssa, joten kaikki havaintomme seuraavan vuosisadan aikana ovat identtisiä 115 vastineemme havaintojen kanssa siellä. Noin ∼ 1010 m päässä pitäisi olla kokonainen Hubble-tilavuus, joka on identtinen omamme kanssa.∗∗ Tämä herättää mielenkiintoisen filosofisen kysymyksen, joka tulee takaisin kummittelemaan meitä kohdassa V B: jos on todellakin monia kopioita “sinusta”, joilla on identtiset menneet elämät ja muistot, et pystyisi laskemaan omaa tulevaisuuttasi, vaikka sinulla olisi täydellinen tieto koko kosmoksen tilasta! Syynä on se, että et voi mitenkään määrittää, mikä näistä kopioista on “sinut” (he kaikki tuntevat olevansa se). Heidän elämänsä alkavat kuitenkin tyypillisesti erota lopulta, joten parasta mitä voit tehdä, on ennustaa todennäköisyyksiä sille, mitä tulet kokemaan tästä lähtien. Tämä tappaa perinteisen determinismin käsitteen.

Onko multiversumiteoria metafysiikkaa eikä fysiikkaa? Kuten Karl Popper on korostanut, näiden kahden välinen ero on se, onko teoria empiirisesti testattavissa ja kumottavissa. Havaitsemattomien entiteettien sisältäminen ei selvästikään sinänsä tee teoriasta ei-testattavaa. Esimerkiksi teoria, jonka mukaan on olemassa 666 rinnakkaisuniversumia, jotka kaikki ovat vailla happea, tekee testattavan ennusteen, että meidän ei pitäisi havaita happea täällä, ja siksi havainto kumoaa sen.

Vakavampana esimerkkinä Taso I -multiversumin viitekehystä käytetään rutiininomaisesti sulkemaan pois teorioita modernissa kosmologiassa, vaikka tätä harvoin selitetään nimenomaisesti. Esimerkiksi kosmiset mikroaaltotaustahavainnot (CMB) ovat äskettäin osoittaneet, että avaruudessa ei ole juuri lainkaan kaarevuutta. CMB-karttojen kuumilla ja kylmillä pisteillä on ominaiskoko, joka riippuu avaruuden kaarevuudesta, ja havaitut pisteet vaikuttavat liian suurilta ollakseen sopusoinnussa aiemmin suositun “avoimen universumin” mallin kanssa. Keskimääräinen pisteen koko kuitenkin vaihtelee satunnaisesti hieman Hubble-tilavuudesta toiseen, joten on tärkeää olla tilastollisesti tarkka. Kun kosmologit sanovat, että avoin universumimalli on suljettu pois 99,9 %:n varmuudella, he todella tarkoittavat, että jos avoin universumimalli olisi totta, silloin harvempi kuin yksi tuhannesta Hubble-tilavuudesta näyttäisi yhtä suuria CMB-pisteitä kuin ne, jotka havaitsemme — siksi koko malli kaikkine äärettömän monine Hubble-tilavuuksineen on suljettu pois, vaikka olemme tietysti kartoittaneet CMB:n vain omassa tietyssä Hubble-tilavuudessamme.

Tästä esimerkistä opittava opetus on, että multiversumiteorioita voidaan testata ja kumota, mutta vain jos ne ennustavat, mikä rinnakkaisuniversumien joukko on, ja määrittävät todennäköisyysjakauman (tai yleisemmin sen, mitä matemaatikot kutsuvat mittaksi) sen yli. Kuten näemme kohdassa V B, tämä mittaongelma voi olla melko vakava, eikä sitä ole vielä ratkaistu joidenkin multiversumiteorioiden osalta.