Multivesmír úrovně II: Chaotická inflace a postinflační bubliny

Pokud jste měli pocit, že Multivesmír úrovně I je rozsáhlý a těžko stravitelný, zkuste si představit nekonečný soubor odlišných, některé možná s odlišnou dimensionalitou a odlišnými fyzikálními konstantami. To je to, co předpovídá v současnosti populární chaotická teorie inflace, a budeme ji označovat jako Multivesmír úrovně II. Tyto další domény jsou více než nekonečně daleko v tom smyslu, že byste se tam nikdy nedostali, i kdybyste cestovali rychlostí světla navždy. Důvodem je, že prostor mezi naším Multivesmírem úrovně I a jeho sousedy stále prochází inflací, která jej neustále roztahuje a vytváří více objemu rychleji, než jím můžete cestovat. Naproti tomu byste mohli cestovat do libovolně vzdáleného vesmíru úrovně I, pokud byste byli trpěliví a kosmická expanze zpomalila. (Astronomické důkazy naznačují, že kosmická expanze v současnosti zrychluje. Pokud toto zrychlení bude pokračovat, pak i paralelní vesmíry úrovně I zůstanou navždy oddělené a prostor mezi nimi se bude rozpínat rychleji, než může světlo cestovat. Nicméně verdikt ještě nepadl, protože populární modely předpovídají, že vesmír se nakonec přestane zrychlovat a možná se dokonce zhroutí.)

V 70. letech se model Velkého třesku ukázal jako velmi úspěšné vysvětlení většiny historie našeho vesmíru. Vysvětlil, jak se prvotní ohnivá koule rozpínala a chladla, syntetizovala helium a další lehké prvky během prvních několika minut, stala se průhlednou po 400 000 letech, čímž uvolnila kosmické mikrovlnné záření pozadí, a postupně se shlukovala vlivem gravitačního shlukování, čímž vznikaly galaxie, hvězdy a planety. Přesto zůstávaly znepokojivé otázky ohledně toho, co se stalo na samém začátku. Objevilo se něco z ničeho? Kde jsou všechny supertěžké částice známé jako magnetické monopóly, které podle předpovědí částicové fyziky měly být vytvořeny na počátku (tzv. “monopólový problém”)? Proč je prostor tak velký, tak starý a tak plochý, když obecné počáteční podmínky předpovídají, že se zakřivení bude v průběhu času zvětšovat a hustota se po zhruba 10−42 sekundách bude blížit buď nule, nebo nekonečnu (tzv. “problém plochosti”)? Jaké spiknutí způsobilo, že teplota CMB je téměř identická v oblastech prostoru, které nikdy nebyly v kauzálním kontaktu (tzv. “problém horizontu”)? Jaký mechanismus vygeneroval fluktuace zárodků úrovně 10−5, ze kterých vyrostla veškerá struktura?

Proces známý jako inflace může vyřešit všechny tyto problémy jedním rázem (viz přehledy od Guth & Steinhardt 1984 a Linde 1994), a proto se stal nejpopulárnější teorií o tom, co se stalo na samém počátku. Inflace je rychlé rozpínání prostoru, které ředí monopóly a další nečistoty, činí prostor plochým a uniformním jako povrch rozpínajícího se balonu a roztahuje kvantové fluktuace vakua do makroskopicky velkých fluktuací hustoty, které mohou být zárodkem pro vznik galaxií. Od svého vzniku prošla inflace dalšími testy: Pozorování CMB zjistila, že prostor je extrémně plochý a že fluktuace zárodků mají přibližně škálově invariantní spektrum bez podstatné složky gravitačních vln, což je vše v dokonalé shodě s inflačními předpověďmi.

Inflace je obecný jev, který se vyskytuje v široké třídě teorií elementárních částic. V populárním modelu známém jako chaotická inflace inflace končí v některých oblastech prostoru, což umožňuje život, jak ho známe, zatímco kvantové fluktuace způsobují, že se jiné oblasti prostoru rozpínají ještě rychleji. V podstatě jedna nafukující se bublina vytváří další nafukovací bubliny, které zase vytvářejí další v nikdy nekončící řetězové reakci. Bubliny, kde inflace skončila, jsou prvky Multivesmíru úrovně II. Každá taková bublina má nekonečnou velikost (Překvapivě se ukázalo, že inflace může vytvořit nekonečný Multivesmír úrovně I i v bublině o konečném prostorovém objemu díky efektu, kdy se prostorové směry časoprostoru zakřivují směrem k (nekonečnému) časovému směru (Bucher & Spergel 1999).), přesto existuje nekonečně mnoho bublin, protože řetězová reakce nikdy nekončí. Skutečně, pokud toto exponenciální zvětšování počtu bublin probíhá navždy, bude existovat nespočetné nekonečno takových paralelních vesmírů (stejné nekonečno jako to, které je přiřazeno množině reálných čísel, řekněme, která je větší než [spočetné nekonečno] množiny celých čísel). V tomto případě také neexistuje žádný začátek času a žádný absolutní Velký třesk: existuje, byl a vždy bude existovat nekonečný počet nafukujících se bublin a oblastí po inflaci, jako je ta, ve které žijeme, tvořící fraktální vzor.

Převládající názor je, že fyzika, kterou dnes pozorujeme, je pouze nízkoenergetická hranice mnohem symetrickější teorie, která se projevuje při extrémně vysokých teplotách. Tato základní fundamentální teorie může být 11rozměrná, supersymetrická a zahrnovat velkou unifikaci čtyř základních sil přírody. Běžným rysem takových teorií je, že potenciální energie pole (polí) pohánějícího inflaci má několik různých minim (někdy nazývaných “vakuové stavy”), které odpovídají různým způsobům narušení této symetrie a v důsledku toho i různé nízkoenergetické fyzice. Například všechny kromě tří prostorových rozměrů by se mohly stočit (“kompaktifikovat”), což by vedlo k efektivně trojrozměrnému prostoru, jako je ten náš, nebo by se mohlo stočit méně a zanechat 7rozměrný prostor. Kvantové fluktuace pohánějící chaotickou inflaci by mohly způsobit různá narušení symetrie v různých bublinách, což by vedlo k tomu, že různí členové Multivesmíru úrovně II by měli různou dimensionalitu. Mnoho symetrií pozorovaných v částicové fyzice také vyplývá ze specifického způsobu, jakým je symetrie narušena, takže by mohly existovat paralelní vesmíry úrovně II, kde existují například dvě spíše než tři generace kvarků.

Kromě takových diskrétních vlastností, jako je dimensionalita a fundamentální částice, je náš vesmír charakterizován souborem bezrozměrných čísel známých jako fyzikální konstanty. Příklady zahrnují poměr hmotnosti elektronu a protonu mp /me ≈ 1836 a kosmologickou konstantu, která se zdá být asi 10−123 v takzvaných Planckových jednotkách. Existují modely, kde se i takové spojité parametry mohou lišit od jedné bubliny po inflaci k druhé. (Ačkoli základní rovnice fyziky jsou v celém Multivesmíru úrovně II stejné, přibližné efektivní rovnice řídící nízkoenergetický svět, který pozorujeme, se budou lišit. Například přechod z trojrozměrného do čtyřrozměrného (nekompaktifikovaného) prostoru změní pozorovanou rovnici gravitační síly z zákona inverzního čtverce na zákon inverzní krychle. Podobně narušení základních symetrií částicové fyziky odlišným způsobem změní složení elementárních částic a efektivní rovnice, které je popisují. Nicméně výrazy “odlišné rovnice” a “odlišné fyzikální zákony” si vyhradíme pro Multivesmír úrovně IV, kde se mění fundamentální spíše než efektivní rovnice.)

Multivesmír úrovně II je proto pravděpodobně rozmanitější než Multivesmír úrovně I, obsahuje domény, kde se neliší pouze počáteční podmínky, ale možná i dimensionalita, elementární částice a fyzikální konstanty.

Než se posuneme dál, krátce se vyjádřeme k několika úzce souvisejícím představám o multivesmíru. Především, pokud může existovat jeden Multivesmír úrovně II, který se věčně samoreprodukuje ve fraktálním vzoru, pak může existovat nekonečně mnoho dalších Multivesmírů úrovně II, které jsou zcela odpojené. Nicméně tato varianta se zdá být netestovatelná, protože by nepřidala žádné kvalitativně odlišné světy ani nezměnila rozdělení pravděpodobnosti pro jejich vlastnosti. Všechny možné počáteční podmínky a narušení symetrie jsou již realizovány v každém z nich.

Myšlenka navržená Tolmanem a Wheelerem a nedávno rozpracovaná Steinhardtem & Turokem (2002) je, že (Multivesmír úrovně I) je cyklický, prochází nekonečnou sérií Velkých třesků. Pokud existuje, soubor takových inkarnací by také tvořil multivesmír, pravděpodobně s rozmanitostí podobnou rozmanitosti úrovně II.

Myšlenka navržená Smolinem (1997) zahrnuje soubor s rozmanitostí podobnou rozmanitosti úrovně II, ale mutující a vytvářející nové vesmíry prostřednictvím černých děr spíše než během inflace. To předpovídá formu přirozeného výběru upřednostňující vesmíry s maximální produkcí černých děr.

Ve scénářích branového světa by mohl být další 3rozměrný svět doslova paralelní s naším, pouze posunutý ve vyšším rozměru. Nicméně není jasné, zda si takový svět (“brána”) zaslouží být nazýván paralelním vesmírem odděleným od našeho vlastního, protože s ním můžeme interagovat gravitačně podobně jako s temnou hmotou.

Fyzici nemají rádi nevysvětlené náhody. Skutečně je interpretují jako důkaz, že modely jsou vyloučeny. V části I C jsme viděli, jak byl model otevřeného vesmíru vyloučen s 99,9% jistotou, protože naznačuje, že pozorovaný vzorec fluktuací CMB je extrémně nepravděpodobný, náhoda jedna ku tisíci vyskytující se pouze v 0,1 % všech Hubbleových objemů.

Představte si, že se ubytujete v hotelu, je vám přidělen pokoj 1967 a překvapeně si všimnete, že to je rok, kdy jste se narodili. Po chvíli úvah dospějete k závěru, že to není až tak překvapivé, vzhledem k tomu, že hotel má mnoho pokojů a že byste tyto myšlenky neměli, kdyby vám byl přidělen jiný. Pak si uvědomíte, že i kdybyste o hotelech nic nevěděli, mohli byste usoudit, že existují další hotelové pokoje, protože kdyby v celém vesmíru existovalo pouze jedno číslo pokoje, zůstala by vám nevysvětlená náhoda.

Jako relevantnější příklad si vezměme M, hmotnost Slunce. M ovlivňuje svítivost Slunce a pomocí základní fyziky lze vypočítat, že život, jak ho známe na Zemi, je možný pouze tehdy, pokud je M v úzkém rozsahu 1,6 × 1030 kg − 2,4 × 1030 kg — jinak by bylo na Zemi chladněji než na Marsu nebo tepleji než na Venuši. Naměřená hodnota je M ∼ 2,0 × 1030 kg. Tato zdánlivá náhoda obyvatelných a pozorovaných hodnot M se může zdát znepokojivá vzhledem k tomu, že výpočty ukazují, že hvězdy v mnohem širším hmotnostním rozsahu M ∼ 1029 kg − 1032 kg mohou existovat. Nicméně stejně jako v hotelovém příkladu můžeme vysvětlit tuto zdánlivou náhodu, pokud existuje soubor a efekt výběru: pokud ve skutečnosti existuje mnoho slunečních soustav s řadou velikostí centrální hvězdy a planetárních oběžných drah, pak samozřejmě očekáváme, že se ocitneme v jedné z obyvatelných.

Obecněji řečeno, zdánlivá náhoda obyvatelných a pozorovaných hodnot nějakého fyzikálního parametru může být považována za důkaz existence většího souboru, jehož to, co pozorujeme, je pouze jedním členem mezi mnoha (Carter 1973). Ačkoli existence dalších hotelových pokojů a slunečních soustav je nesporná a pozorováním potvrzená, existence paralelních vesmírů nikoli, protože je nelze pozorovat. Nicméně pokud je pozorováno jemné ladění, lze argumentovat pro jejich existenci pomocí přesně stejné logiky jako výše. Skutečně existuje řada příkladů jemného ladění naznačujících paralelní vesmíry s jinými fyzikálními konstantami, ačkoli míra jemného ladění je stále předmětem aktivní debaty a měla by být objasněna dalšími výpočty — viz Rees (2002) a Davies (1982) pro populární zprávy a Barrow & Tipler (1986) pro technické podrobnosti.

Například pokud by byla elektromagnetická síla oslabena o pouhá 4 %, pak by Slunce okamžitě explodovalo (diproton by měl vázaný stav, což by zvýšilo sluneční svítivost faktorem 1018). Pokud by byla silnější, existovalo by méně stabilních atomů. Skutečně, většina, ne-li všechny parametry ovlivňující nízkoenergetickou fyziku se zdají být na nějaké úrovni jemně laděny v tom smyslu, že jejich změna o mírné množství má za následek kvalitativně odlišný vesmír.

Pokud by byla slabá interakce podstatně slabší, neexistoval by žádný vodík, protože by byl krátce po Velkém třesku přeměněn na helium. Pokud by byla buď mnohem silnější, nebo mnohem slabší, neutrina z exploze supernovy by nedokázala odfouknout vnější části hvězdy a je pochybné, zda by prvky těžké, které podporují život, mohly někdy opustit hvězdy, kde byly vyrobeny. Pokud by byly protony o 0,2 % těžší, rozpadly by se na neutrony, které by nedokázaly udržet elektrony, takže by neexistovaly žádné stabilní atomy. Pokud by byl poměr hmotnosti protonu a elektronu mnohem menší, nemohly by existovat žádné stabilní hvězdy, a pokud by byl mnohem větší, nemohly by existovat žádné uspořádané struktury, jako jsou krystaly a molekuly DNA.

Diskuse o jemném ladění se často rozohní, když někdo zmíní “Slovo na A”, antropické. Autor má pocit, že diskuse o takzvaném antropickém principu vyvolaly více žáru než světla, s mnoha různými definicemi a interpretacemi toho, co to znamená. Autor si není vědom nikoho, kdo by nesouhlasil s tím, co by se dalo nazvat MAP, minimalistický antropický princip: • MAP: Při testování fundamentálních teorií s pozorovacími daty může ignorování efektů výběru vést k nesprávným závěrům.

To je zřejmé z našich příkladů výše: pokud bychom zanedbali efekty výběru, byli bychom překvapeni, že obíháme hvězdu tak těžkou jako Slunce, protože lehčí a slabší hvězdy jsou mnohem hojnější. Stejně tak MAP říká, že model chaotické inflace není vyloučen skutečností, že žijeme v nepatrném zlomku prostoru, kde inflace skončila, protože nafukující se část je pro nás neobyvatelná. Naštěstí efekty výběru nemohou zachránit všechny modely, jak před sto lety poukázal Boltzmann. Pokud by byl vesmír v klasické tepelné rovnováze (tepelná smrt), mohly by tepelné fluktuace stále způsobit, že se atomy náhodně sestaví, aby krátce vytvořily sebeuvědomujícího se pozorovatele, jako jste vy, jednou za uherský rok, takže skutečnost, že existujete právě teď, nevylučuje kosmologický model tepelné smrti. Nicméně byste statisticky měli očekávat, že zbytek světa bude ve vysoce entropickém nepořádku spíše než v uspořádaném nízkoentropickém stavu, který pozorujete, což tento model vylučuje.

Standardní model částicové fyziky má 28 volných parametrů a kosmologie může zavést další nezávislé parametry. Pokud skutečně žijeme v Multivesmíru úrovně II, pak pro ty parametry, které se mezi paralelními vesmíry liší, nikdy nebudeme schopni předpovědět naše naměřené hodnoty z prvních principů. Můžeme pouze vypočítat rozdělení pravděpodobnosti pro to, co bychom měli očekávat, s ohledem na efekty výběru. Měli bychom očekávat, že vše, co se může v celém souboru lišit, bude tak obecné, jak je slučitelné s naší existencí. Jak je podrobně popsáno v části V, tato otázka toho, co je “obecné”, a konkrétněji toho, jak vypočítat pravděpodobnosti ve fyzice, se ukazuje jako trapně trnitý problém.