II taseme multiversum: kaootiline inflatsioon ja inflatsioonijärgsed mullid

Kui teile tundus, et I taseme multiversum on suur ja raskesti seeditav, proovige ette kujutada lõpmatut hulka erinevaid multiversumeid, mõned ehk erineva mõõtmelisuse ja erinevate füüsikaliste konstantidega. Seda ennustab praegu populaarne kaootiline inflatsiooniteooria ja me nimetame seda II taseme multiversumiks. Need teised domeenid on rohkem kui lõpmata kaugel selles mõttes, et te ei jõuaks sinna kunagi isegi siis, kui reisiksite igavesti valguse kiirusel. Põhjus on selles, et ruum meie I taseme multiversumi ja selle naabrite vahel on endiselt inflatsioonis, mis venitab seda pidevalt välja ja loob rohkem ruumala kiiremini, kui te suudate sellest läbi reisida. Seevastu võite reisida suvaliselt kaugele I taseme universumisse, kui olete kannatlik ja kosmiline paisumine aeglustub. (Astronoomilised tõendid näitavad, et kosmiline paisumine praegu kiireneb. Kui see kiirenemine jätkub, siis jäävad isegi I taseme paralleeluniversumid igavesti eraldi, kusjuures vaheruum venib kiiremini, kui valgus suudab läbi reisida. Žürii ei ole aga veel otsustanud, kus populaarsed mudelid ennustavad, et universumi kiirenemine lõpuks peatub ja võib-olla isegi kokku kukub.)

1970ndateks aastateks oli Suure Paugu mudel osutunud väga edukaks seletuseks enamiku meie universumi ajaloo kohta. See oli selgitanud, kuidas algne tulekera paisus ja jahtus, sünteesis heeliumi ja muid kergeid elemente esimestel minutitel, muutus läbipaistvaks pärast 400 000 aastat, vabastades kosmilise mikrolaine taustkiirguse, ja muutus gravitatsioonilise kogunemise tõttu järk-järgult tükilisemaks, tekitades galaktikaid, tähti ja planeete. Ometi jäid häirivad küsimused selle kohta, mis juhtus alguses. Kas midagi ilmus eimillestki? Kus on kõik ülirasked osakesed, mida tuntakse magnetiliste monopoolidena, mida osakestefüüsika ennustab varakult tekkivat (nn “monopoolide probleem”)? Miks on ruum nii suur, nii vana ja nii lame, kui üldised algtingimused ennustavad, et kõverus kasvab aja jooksul ja tihedus läheneb nullile või lõpmatusele suurusjärgus 10−42 sekundit (nn “lameduse probleem”)? Mis vandenõu põhjustas CMB temperatuuri peaaegu identseks ruumipiirkondades, mis pole kunagi olnud põhjuslikus kontaktis (nn “horisondi probleem”)? Milline mehhanism tekitas 10−5 taseme seemnekõikumised, millest kogu struktuur kasvas?

Protsess, mida tuntakse inflatsioonina, suudab kõik need probleemid ühe hoobiga lahendada (vt Guth & Steinhardti 1984. aasta ja Linde 1994. aasta ülevaateid) ja on seetõttu kujunenud kõige populaarsemaks teooriaks selle kohta, mis juhtus väga varakult. Inflatsioon on ruumi kiire venimine, mis lahjendab monopoolid ja muu prahi, muutes ruumi lamedaks ja ühtlaseks nagu paisuva õhupalli pind ning venitab kvantvaakumi kõikumised makroskoopiliselt suurteks tiheduskõikumisteks, mis võivad seemneda galaktikate teket. Alates selle loomisest on inflatsioon läbinud täiendavaid teste: CMB vaatlused on leidnud, et ruum on äärmiselt lame ja on mõõtnud, et seemnekõikumistel on ligikaudu skaalainvariantne spekter ilma olulise gravitatsioonilaine komponendita, kõik on täielikus kooskõlas inflatsiooniliste ennustustega.

Inflatsioon on üldine nähtus, mis esineb laias elementaarosakeste teooriate klassis. Populaarses mudelis, mida tuntakse kaootilise inflatsioonina, lõpeb inflatsioon mõnes ruumipiirkonnas, võimaldades elu sellisena, nagu me seda teame, samas kui kvantkõikumised põhjustavad teistes ruumipiirkondades veelgi kiirema inflatsiooni. Sisuliselt võrsub üks inflatsioonimull teisi inflatsioonimulle, mis omakorda tekitavad teisi lõputus ahelreaktsioonis. Mullid, kus inflatsioon on lõppenud, on II taseme multiversumi elemendid. Iga selline mull on lõpmatu suurusega (üllataval kombel on näidatud, et inflatsioon võib tekitada lõpmatu I taseme multiversumi isegi lõpliku ruumilise mahuga mullis tänu efektile, mille kohaselt ruumi-aja ruumilised suunad kõverduvad (lõpmatu) aja suuna poole (Bucher & Spergel 1999).), kuid mulle on lõpmatult palju, kuna ahelreaktsioon ei lõpe kunagi. Tõepoolest, kui mullide arvu eksponentsiaalne kasv on kestnud igavesti, on selliseid paralleeluniversumeid loendamatu lõpmatus (sama lõpmatus, mis on omistatud näiteks reaalarvude hulgale, mis on suurem kui [loendatavalt lõpmatu] täisarvude hulk). Sel juhul ei ole ka aja algust ega absoluutset Suurt Pauku: on, oli ja alati saab olema lõpmatu arv inflatsioonimulle ja inflatsioonijärgseid piirkondi, nagu see, milles me elame, moodustades fraktaalse mustri.

Valitsev seisukoht on, et füüsika, mida me täna vaatleme, on vaid palju sümmeetrilisema teooria madala energia piir, mis avaldub äärmiselt kõrgetel temperatuuridel. See aluseks olev fundamentaalne teooria võib olla 11-mõõtmeline, supersümmeetriline ja hõlmata nelja fundamentaalse jõu grand unification. Selliste teooriate ühine tunnusjoon on see, et inflatsiooni juhtiva(te) välja(de) potentsiaalsel energial on mitu erinevat miinimumi (mõnikord nimetatakse neid “vaakumolekuteks”), mis vastavad erinevatele viisidele selle sümmeetria murdmiseks ja selle tulemusena erinevale madala energia füüsikale. Näiteks kõik, välja arvatud kolm ruumilist mõõdet, võiksid olla kokku keritud (“kompaktiseeritud”), mille tulemuseks on tõhusalt kolmemõõtmeline ruum nagu meie oma, või vähem võiks kokku kerida, jättes 7-mõõtmelise ruumi. Kaootilist inflatsiooni juhtivad kvantkõikumised võivad põhjustada erinevat sümmeetria murdumist erinevates mullides, mille tulemuseks on erinevad II taseme multiversumi liikmed, millel on erinev mõõtmelisus. Paljud osakestefüüsikas täheldatud sümmeetriad tulenevad ka konkreetsest viisist, kuidas sümmeetria on murtud, nii et võiks olla II taseme paralleeluniversumeid, kus on näiteks kaks, mitte kolm kvarkide põlvkonda.

Lisaks sellistele diskreetsetele omadustele nagu mõõtmelisus ja fundamentaalsed osakesed, iseloomustab meie universumit hulk dimensioonita arve, mida tuntakse füüsikaliste konstantidena. Näideteks on elektroni/prootoni massi suhe mp /me ≈ 1836 ja kosmoloogiline konstant, mis näib olevat umbes 10−123 nn Plancki ühikutes. On mudeleid, kus ka sellised pidevad parameetrid võivad mullist mulli erineda. (Kuigi füüsika fundamentaalsed võrrandid on kogu II taseme multiversumis samad, erinevad ligikaudsed efektiivsed võrrandid, mis reguleerivad madala energia maailma, mida me vaatleme. Näiteks kolmemõõtmelisest neljamõõtmelisse (mittekompaktiseeritud) ruumi liikumine muudab vaadeldava gravitatsioonijõu võrrandi pöördvõrdelise ruutseaduse pöördvõrdeliseks kuupseaduseks. Samuti muudab osakestefüüsika aluseks olevate sümmeetriate erinev murdmine elementaarosakeste rivistust ja neid kirjeldavaid efektiivseid võrrandeid. Siiski reserveerime terminid “erinevad võrrandid” ja “erinevad füüsikaseadused” IV taseme multiversumile, kus muutuvad fundamentaalsed, mitte efektiivsed võrrandid.)

Seetõttu on II taseme multiversum tõenäoliselt mitmekesisem kui I taseme multiversum, sisaldades domeene, kus erinevad mitte ainult algtingimused, vaid võib-olla ka mõõtmelisus, elementaarosakesed ja füüsikalised konstandid.

Enne edasiliikumist kommenteerime lühidalt mõnda lähedalt seotud multiversumi mõistet. Esiteks, kui üks II taseme multiversum võib eksisteerida, ennast igavesti fraktaalses mustris reprodutseerides, siis võib olla lõpmatult palju teisi II taseme multiversumeid, mis on täielikult lahti ühendatud. Kuid see variant näib olevat testimatu, kuna see ei lisaks kvalitatiivselt erinevaid maailmu ega muudaks nende omaduste tõenäosusjaotust. Kõik võimalikud algtingimused ja sümmeetria murdmised on juba igasühes teostatud.

Tolmani ja Wheeleri välja pakutud idee ja hiljuti Steinhardt & Turoki (2002) poolt välja töötatud idee on, et (I taseme) multiversum on tsükliline, läbides lõpmatu rea Suuri Pauge. Kui see eksisteerib, moodustaks selliste kehastuste kogum ka multiversumi, arvatavasti sarnase mitmekesisusega nagu II taseme oma.

Smolini (1997) välja pakutud idee hõlmab kogumit, mis on mitmekesisuselt sarnane II taseme omaga, kuid muteerub ja võrsub uusi universumeid mustade aukude kaudu, mitte inflatsiooni ajal. See ennustab loodusliku valiku vormi, mis soosib universumeid, millel on maksimaalne mustade aukude tootmine.

Braneworldi stsenaariumides võiks teine 3-mõõtmeline maailm olla üsna sõna otseses mõttes meie omaga paralleelne, lihtsalt kõrgemas mõõtmes nihkes. Siiski on ebaselge, kas sellist maailma (“brane”) väärib nimetamist paralleeluniversumiks, mis on meie omast eraldi, kuna me võime suhelda sellega gravitatsiooniliselt samamoodi nagu tumeda ainega.

Füüsikutele ei meeldi seletamatud kokkusattumused. Tõepoolest, nad tõlgendavad neid tõendina selle kohta, et mudelid on välistatud. Jaotises I C nägime, kuidas avatud universumi mudel välistati 99,9% usaldusega, kuna see tähendab, et vaadeldav CMB kõikumiste muster on äärmiselt ebatõenäoline, tuhandest üks kokkusattumus, mis esineb ainult 0,1% kõigist Hubble'i ruumaladest.

Oletame, et registreerite end hotelli, teile määratakse tuba 1967 ja üllatunult märkate, et see on aasta, mil te sündisite. Hetke pärast järeldate, et see pole üldse nii üllatav, arvestades, et hotellis on palju tube ja et teil ei oleks neid mõtteid üldse, kui teile oleks määratud mõni muu tuba. Siis te mõistate, et isegi kui te ei teaks hotellide kohta midagi, oleksite võinud järeldada teiste hotellitubade olemasolu, sest kui terves universumis oleks ainult üks toanumber, jääks teile seletamatu kokkusattumus.

Asjakohasema näitena kaaluge M-i, Päikese massi. M mõjutab Päikese heledust ja põhifüüsikat kasutades saab arvutada, et elu sellisena, nagu me seda Maa peal teame, on võimalik ainult siis, kui M on kitsas vahemikus 1,6 × 1030 kg − 2,4 × 1030 kg — vastasel juhul oleks Maa kliima külmem kui Marsil või kuumem kui Veenusel. Mõõdetud väärtus on M ∼ 2,0 × 1030 kg. See elamiskõlblike ja vaadeldud M-väärtuste näiline kokkusattumus võib tunduda häiriv, arvestades, et arvutused näitavad, et tähed palju laiemas massivahemikus M ∼ 1029 kg − 1032 kg võivad eksisteerida. Kuid nagu hotelli näites, saame seda näilist kokkusattumust seletada, kui on olemas kogum ja valikuefekt: kui tegelikult on palju päikesesüsteeme, millel on keskse tähe ja planeediorbiitide erinevad suurused, siis me loomulikult eeldame, et elame ühes elamiskõlblikus.

Üldisemalt võib mõne füüsikalise parameetri elamiskõlblike ja vaadeldud väärtuste näilist kokkusattumust võtta tõendina suurema kogumi olemasolu kohta, millest see, mida me vaatleme, on vaid üks liige paljude seas (Carter 1973). Kuigi teiste hotellitubade ja päikesesüsteemide olemasolu on vaieldamatu ja vaatlustega kinnitatud, ei ole seda paralleeluniversumite olemasolu, kuna neid ei saa vaadelda. Ometi, kui täheldatakse peenhäälestust, saab nende olemasolu põhjendada sama loogikaga nagu ülal. Tõepoolest, on arvukalt näiteid peenhäälestusest, mis viitavad paralleeluniversumitele, millel on muud füüsikalised konstandid, kuigi peenhäälestuse aste on endiselt aktiivse arutelu all ja seda tuleks täiendavate arvutustega selgitada — vt Rees (2002) ja Davies (1982) populaarsete kirjelduste ning Barrow & Tipleri (1986) tehniliste detailide kohta.

Näiteks kui elektromagnetiline jõud nõrgeneks vaid 4%, siis Päike plahvataks kohe (diprotonil oleks seotud olek, mis suurendaks Päikese heledust teguriga 1018). Kui see oleks tugevam, oleks vähem stabiilseid aatomeid. Tõepoolest, enamik, kui mitte kõik madala energia füüsikat mõjutavad parameetrid näivad olevat mingil tasemel peenhäälestatud, mis tähendab, et nende tagasihoidlik muutmine toob kaasa kvalitatiivselt erineva universumi.

Kui nõrk vastasmõju oleks oluliselt nõrgem, ei oleks hüdrogeeni, kuna see oleks vahetult pärast Suurt Pauku heeliumiks muudetud. Kui see oleks kas palju tugevam või palju nõrgem, ei suudaks supernoova plahvatuse neutriinod tähe välimisi osi minema puhuda ja on kaheldav, kas elu toetavad rasked elemendid suudaksid kunagi lahkuda tähtedest, kus neid toodeti. Kui prootonid oleksid 0,2% raskemad, laguneksid nad neutroniteks, mis ei suuda elektrone kinni hoida, seega ei oleks stabiilseid aatomeid. Kui prootoni ja elektroni massisuhe oleks palju väiksem, ei saaks olla stabiilseid tähti ja kui see oleks palju suurem, ei saaks olla korrastatud struktuure nagu kristallid ja DNA molekulid.

Peenhäälestuse arutelud muutuvad sageli tuliseks, kui keegi mainib “A-sõna”, antropiline. Autor tunneb, et arutelud nn antropilisest printsiibist on tekitanud rohkem kära kui valgust, paljude erinevate määratluste ja tõlgendustega selle kohta, mida see tähendab. Autor ei tea kedagi, kes ei nõustuks sellega, mida võiks nimetada MAP-iks, minimalistlikuks antropiliseks printsiibiks: • MAP: Fundamentaalsete teooriate testimisel vaatlusandmetega võib valikuefektide ignoreerimine anda vale järelduse.

See on ilmne meie ülaltoodud näidetest: kui me valikuefekte eiraksime, oleksime üllatunud, et tiirleme ümber sama raske tähe nagu Päike, kuna kergemad ja tuhmimad on palju rikkalikumad. Samamoodi ütleb MAP, et kaootiline inflatsioonimudel ei ole välistatud selle tõttu, et me leiame end elamas tühises ruumiosas, kus inflatsioon on lõppenud, kuna inflatsiooniline osa on meile elamiskõlbmatu. Õnneks ei suuda valikuefektid kõiki mudeleid päästa, nagu Boltzmann sajand tagasi märkis. Kui universum oleks klassikalises termilises tasakaalus (soojussurm), võiksid termilised kõikumised ikkagi panna aatomid juhuslikult kokku panema, et lühidalt luua eneseteadvat vaatlejat nagu sina kord harva, nii et asjaolu, et sa praegu eksisteerid, ei välista soojussurma kosmoloogilist mudelit. Kuid te peaksite statistiliselt eeldama, et leiate ülejäänud maailma pigem kõrge entroopiaga segadusest kui korrastatud madala entroopiaga olekust, mida te vaatlete, mis välistab selle mudeli.

Osakestefüüsika standardmudelil on 28 vaba parameetrit ja kosmoloogia võib lisada täiendavaid sõltumatuid parameetreid. Kui me tõesti elame II taseme multiversumis, siis nende parameetrite puhul, mis paralleeluniversumite vahel varieeruvad, ei suuda me kunagi ennustada oma mõõdetud väärtusi esimestest printsiipidest. Me saame lihtsalt arvutada tõenäosusjaotusi selle kohta, mida me peaksime eeldama leidvat, võttes arvesse valikuefekte. Me peaksime eeldama, et leiame, et kõik, mis saab kogumis varieeruda, on sama üldine, kui see on kooskõlas meie eksistentsiga. Nagu on üksikasjalikult kirjeldatud V jaotises, on see küsimus, mis on “üldine” ja täpsemalt, kuidas arvutada tõenäosusi füüsikas, muutumas piinlikult keeruliseks probleemiks.