Taso II Multiversumi: Kaoottinen inflaatio ja inflaation jälkeiset kuplat

Jos Taso I multiversumi tuntui suurelta ja vaikealta sulattaa, yritä kuvitella ääretön joukko erillisiä multiversumeja, joista joillakin saattaa olla eri ulottuvuuksia ja eri fysikaalisia vakioita. Tämän ennustaa nykyisin suosittu kaoottinen inflaatioteoria, ja viittaamme siihen Taso II multiversumina. Nämä muut alueet ovat enemmän kuin äärettömän kaukana siinä mielessä, että et koskaan pääsisi sinne, vaikka matkustaisit valonnopeudella ikuisesti. Syynä on se, että Taso I multiversumimme ja sen naapureiden välinen tila on edelleen inflaatiossa, mikä jatkaa sen venyttämistä ja luo enemmän tilaa nopeammin kuin voit matkustaa sen läpi. Sitä vastoin voisit matkustaa mielivaltaisen kaukaiseen Taso I universumiin, jos olisit kärsivällinen ja kosmisen laajenemisen hidastuisi. (Astronomiset todisteet viittaavat siihen, että kosminen laajeneminen on tällä hetkellä kiihtyvää. Jos tämä kiihtyminen jatkuu, jopa Taso I rinnakkaisuniversumit pysyvät ikuisesti erillään, ja väliin jäävä tila venyy nopeammin kuin valo voi matkustaa sen läpi. Asiasta ei kuitenkaan ole vielä lopullista varmuutta, ja suositut mallit ennustavat, että maailmankaikkeus lopulta lakkaa kiihtymästä ja mahdollisesti jopa luhistuu.)

1970-luvulle mennessä alkuräjähdys-malli oli osoittautunut erittäin onnistuneeksi selitykseksi suurimmalle osalle maailmankaikkeutemme historiasta. Se oli selittänyt, kuinka alkuliekkiö laajeni ja jäähtyi, syntetisoi heliumia ja muita kevyitä alkuaineita ensimmäisten minuuttien aikana, muuttui läpinäkyväksi 400 000 vuoden kuluttua vapauttaen kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn ja vähitellen kasautui painovoiman klusteroitumisen vuoksi tuottaen galakseja, tähtiä ja planeettoja. Silti häiritseviä kysymyksiä jäi siitä, mitä tapahtui aivan alussa. Ilmestyykö jotain tyhjästä? Missä ovat kaikki superraskaat hiukkaset, jotka tunnetaan magneettisina monopoleina ja joiden hiukkasfysiikka ennustaa syntyvän varhain (ns. "monopoliongelma")? Miksi avaruus on niin suuri, niin vanha ja niin litteä, kun yleiset alkuehdot ennustavat kaarevuuden kasvavan ajan myötä ja tiheyden lähestyvän joko nollaa tai ääretöntä noin 10−42 sekunnin kuluttua (ns. "litteysongelma")? Mikä salaliitto aiheutti sen, että CMB-lämpötila on lähes identtinen avaruuden alueilla, jotka eivät ole koskaan olleet kausaalisessa kosketuksessa (ns. "horisonttiongelma")? Mikä mekanismi tuotti 10−5 tason siemenvaihtelut, joista kaikki rakenne kasvoi?

Inflaatioksi kutsuttu prosessi voi ratkaista kaikki nämä ongelmat yhdellä iskulla (katso Guthin & Steinhardtin 1984 ja Linden 1994 katsaukset), ja se on siksi noussut suosituimmaksi teoriaksi siitä, mitä tapahtui hyvin varhain. Inflaatio on avaruuden nopeaa venymistä, joka laimentaa monopoleja ja muita jätteitä, tekee avaruudesta litteän ja yhtenäisen kuin laajenevan ilmapallon pinta ja venyttää kvanttityhjiövaihtelut makroskooppisen suuriksi tiheysvaihteluiksi, jotka voivat kylvää galaksien muodostumisen. Perustamisensa jälkeen inflaatio on läpäissyt lisätestejä: CMB-havainnot ovat osoittaneet avaruuden olevan erittäin litteä ja mitanneet siemenvaihteluiden olevan suunnilleen skaalainvariantti spektri ilman merkittävää painovoima-aaltojen komponenttia, kaikki täydellisessä sopusoinnussa inflationaaristen ennusteiden kanssa.

Inflaatio on yleinen ilmiö, jota esiintyy laajassa joukossa alkeishiukkasteorioita. Suositussa kaoottiseksi inflaatioksi kutsutussa mallissa inflaatio päättyy joillakin avaruuden alueilla mahdollistaen elämän sellaisena kuin me sen tunnemme, kun taas kvanttivaihtelut saavat muut avaruuden alueet inflatoitumaan entistä nopeammin. Pohjimmiltaan yksi inflatoituva kupla itää muita inflatoituvia kuplia, jotka puolestaan tuottavat muita loputtomassa ketjureaktiossa. Kuplat, joissa inflaatio on päättynyt, ovat Taso II multiversumin elementtejä. Jokainen tällainen kupla on kooltaan ääretön (Yllättäen on osoitettu, että inflaatio voi tuottaa äärettömän Taso I multiversumin jopa äärellisen tilavuuden kuplassa, kiitos vaikutuksen, jossa aika-avaruuden spatiaaliset suunnat kaartuvat kohti (ääretöntä) aikasuuntaa (Bucher & Spergel 1999).), mutta kuplia on äärettömän monta, koska ketjureaktio ei koskaan pääty. Itse asiassa, jos tämä kuplien lukumäärän eksponentiaalinen kasvu on jatkunut ikuisesti, on olemassa ylinumeroituva ääretön määrä tällaisia rinnakkaisuniversumeja (sama ääretön kuin reaalilukujen joukolle määritetty, joka on suurempi kuin (numeroituvasti ääretön) kokonaislukujen joukko). Tässä tapauksessa ei myöskään ole ajan alkua eikä absoluuttista alkuräjähdystä: on, oli ja tulee aina olemaan ääretön määrä inflatoituvia kuplia ja inflaation jälkeisiä alueita, kuten se, jossa me asumme, muodostaen fraktaalisen kuvion.

Vallitseva näkemys on, että fysiikka, jota havaitsemme nykyään, on vain matalaenergiaraja paljon symmetrisemmälle teorialle, joka ilmenee erittäin korkeissa lämpötiloissa. Tämä taustalla oleva perustavanlaatuinen teoria voi olla 11-ulotteinen, supersymmetrinen ja sisältää neljän luonnon perusvoiman suuren yhdistymisen. Yleinen piirre tällaisissa teorioissa on, että inflaatiota ohjaavan kentän potentiaalienergialla on useita eri minimipisteitä (joita kutsutaan joskus "tyhjiötiloiksi"), jotka vastaavat eri tapoja rikkoa tätä symmetriaa ja siten erilaista matalaenergiáfysiikkaa. Esimerkiksi kaikki paitsi kolme spatiaalista ulottuvuutta voidaan kiertää kokoon ("kompaktoida"), jolloin tuloksena on tehokkaasti kolmiulotteinen avaruus, kuten meidän, tai vähemmän voidaan kiertää kokoon, jolloin jäljelle jää 7-ulotteinen avaruus. Kaoottista inflaatiota ohjaavat kvanttivaihtelut voivat aiheuttaa erilaisen symmetrian rikkoutumisen eri kuplissa, mikä johtaa siihen, että Taso II multiversumin eri jäsenillä on eri ulottuvuuksia. Monet hiukkasfysiikassa havaitut symmetriat johtuvat myös erityisestä tavasta, jolla symmetria rikotaan, joten voi olla Taso II rinnakkaisuniversumeja, joissa on esimerkiksi kaksi eikä kolmea kvarkkien sukupolvea.

Näiden diskreettien ominaisuuksien, kuten ulottuvuuden ja alkeishiukkasten, lisäksi maailmankaikkeuttamme luonnehtii joukko dimensiotonta lukua, jotka tunnetaan fysikaalisina vakioina. Esimerkkejä ovat elektronin/protonin massasuhde mp /me ≈ 1836 ja kosmologinen vakio, joka näyttää olevan noin 10−123 niin kutsutuissa Planckin yksiköissä. On olemassa malleja, joissa myös tällaiset jatkuvat parametrit voivat vaihdella kuplasta toiseen inflaation jälkeen. (Vaikka fysiikan perusyhtälöt ovat samat koko Taso II multiversumissa, likimääräiset tehokkaat yhtälöt, jotka ohjaavat havaitsemaamme matalaenergiamaailmaa, eroavat toisistaan. Esimerkiksi siirtyminen kolmiulotteisesta nelikulmaiseen (ei-kompaktoituun) avaruuteen muuttaa havaitun painovoiman yhtälön käänteisen neliölain mukaiseksi käänteisen kuutiolain mukaiseksi. Samoin alkeishiukkasfysiikan taustalla olevien symmetrioiden rikkominen eri tavalla muuttaa alkeishiukkasten kokoonpanoa ja niitä kuvaavia tehokkaita yhtälöitä. Käytämme kuitenkin termejä "eri yhtälöt" ja "eri fysiikan lait" Taso IV multiversumille, jossa muuttuvat pikemminkin perustavanlaatuiset kuin tehokkaat yhtälöt.)

Taso II multiversumi on siksi todennäköisesti monimuotoisempi kuin Taso I multiversumi, sisältäen alueita, joissa eivät eroa vain alkuehdot, vaan ehkä myös ulottuvuus, alkeishiukkaset ja fysikaaliset vakiot.

Ennen kuin siirrymme eteenpäin, kommentoidaan lyhyesti muutamia läheisesti liittyviä multiversumikäsityksiä. Ensinnäkin, jos yksi Taso II multiversumi voi olla olemassa, ikuisesti itseään toistava fraktaalisessa kuviossa, niin voi hyvinkin olla äärettömän monta muuta Taso II multiversumia, jotka ovat täysin irti toisistaan. Tämä muunnelma vaikuttaa kuitenkin olevan testaamaton, koska se ei lisäisi laadullisesti erilaisia maailmoja eikä muuttaisi niiden ominaisuuksien todennäköisyysjakaumaa. Kaikki mahdolliset alkuehdot ja symmetrian rikkoutumiset toteutuvat jo jokaisessa.

Tolmanin ja Wheelerin ehdottama ja äskettäin Steinhardtin & Turokin (2002) kehittämä ajatus on, että (Taso I) multiversumi on syklinen, käy läpi äärettömän sarjan alkuräjähdyksiä. Jos se on olemassa, tällaisten inkarnaatioiden kokonaisuus muodostaisi myös multiversumin, todennäköisesti samankaltaisella monimuotoisuudella kuin Taso II.

Smolinin (1997) ehdottama ajatus sisältää kokonaisuuden, joka on monimuotoisuudeltaan samanlainen kuin Taso II, mutta joka mutatoituu ja kasvattaa uusia universumeja mustien aukkojen kautta eikä inflaation aikana. Tämä ennustaa luonnonvalinnan muodon, joka suosii universumeja, joissa on maksimaalinen mustien aukkojen tuotanto.

Braneworld-skenaarioissa toinen 3-ulotteinen maailma voisi olla kirjaimellisesti yhdensuuntainen meidän kanssamme, vain siirtynyt korkeammassa ulottuvuudessa. On kuitenkin epäselvää, pitäisikö tällaista maailmaa ("braania") kutsua rinnakkaisuniversumiksi, joka on erillinen omastamme, koska voimme olla vuorovaikutuksessa sen kanssa painovoimaisesti suunnilleen samalla tavalla kuin teemme pimeän aineen kanssa.

Fyysikot eivät pidä selittämättömistä sattumista. Itse asiassa he tulkitsevat ne todisteeksi siitä, että mallit on suljettu pois. Osa I C:ssä näimme, kuinka avoin universumimalli suljettiin pois 99,9 %:n luottamuksella, koska se tarkoittaa, että havaittu CMB-vaihteluiden kuvio on erittäin epätodennäköinen, tuhannesosainen sattuma, joka esiintyy vain 0,1 %:ssa kaikista Hubblen tilavuuksista.

Oletetaan, että kirjaudut hotelliin, sinulle määrätään huone 1967 ja yllätykseksesi huomaat, että se on syntymävuotesi. Hetken pohdinnan jälkeen toteat, että tämä ei olekaan niin yllättävää, kun otetaan huomioon, että hotellissa on monia huoneita ja että et edes ajattelisi näitä asioita, jos sinulle olisi määrätty jokin toinen huone. Sitten tajuat, että vaikka et tietäisi mitään hotelleista, olisit voinut päätellä muiden hotellihuoneiden olemassaolon, koska jos koko maailmankaikkeudessa olisi vain yksi huonenumero, jäisit selittämättömän sattuman varaan.

Asiaan liittyvämpänä esimerkkinä tarkastellaan aurinkomme massaa M. M vaikuttaa auringon kirkkauteen, ja perusfysiikkaa käyttäen voidaan laskea, että elämä sellaisena kuin me sen tunnemme Maassa on mahdollista vain, jos M on kapealla alueella 1,6 × 1030 kg − 2,4 × 1030 kg — muuten Maan ilmasto olisi kylmempi kuin Marsissa tai kuumempi kuin Venuksessa. Mitattu arvo on M ∼ 2,0 × 1030 kg. Tämä asuttavien ja havaittujen M-arvojen näennäinen sattuma saattaa tuntua häiritsevältä, kun otetaan huomioon, että laskelmat osoittavat, että tähdet paljon laajemmalla massa-alueella M ∼ 1029 kg − 1032 kg voivat olla olemassa. Kuitenkin, aivan kuten hotelliesimerkissä, voimme selittää tämän näennäisen sattuman, jos on olemassa kokonaisuus ja valintavaikutus: jos on itse asiassa monia aurinkokuntia, joissa on keskitähden ja planeettojen kiertoratojen kokoja, niin odotamme tietysti elävämme yhdessä asuttavassa.

Yleisemmin ottaen jonkin fysikaalisen parametrin asuttavien ja havaittujen arvojen näennäistä sattumaa voidaan pitää todisteena suuremman kokonaisuuden olemassaolosta, josta havaitsemme vain yhden jäsenen monien joukossa (Carter 1973). Vaikka muiden hotellihuoneiden ja aurinkokuntien olemassaolo on kiistatonta ja havaintojen vahvistamaa, rinnakkaisuniversumien olemassaolo ei ole, koska niitä ei voida havaita. Kuitenkin, jos hienosäätö havaitaan, niiden olemassaolon puolesta voidaan argumentoida täsmälleen samalla logiikalla kuin edellä. Itse asiassa on lukuisia esimerkkejä hienosäädöstä, jotka viittaavat rinnakkaisuniversumeihin, joissa on muita fysikaalisia vakioita, vaikka hienosäädön aste on edelleen aktiivisen keskustelun kohteena ja sitä pitäisi selventää lisälaskuilla — katso Rees (2002) ja Davies (1982) suosittuja kertomuksia ja Barrow & Tipler (1986) teknisiä yksityiskohtia.

Esimerkiksi, jos sähkömagneettista voimaa heikennettäisiin vain 4 %, aurinko räjähtäisi välittömästi (diprotonilla olisi sidottu tila, joka lisäisi auringon kirkkautta kertoimella 1018). Jos se olisi vahvempi, olisi vähemmän stabiileja atomeja. Itse asiassa useimmat elleivät kaikki matalaenergiáfysiikkaan vaikuttavat parametrit näyttävät olevan hienosäädettyjä jollain tasolla, siinä mielessä, että niiden muuttaminen kohtuullisilla määrillä johtaa laadullisesti erilaiseen universumiin.

Jos heikko vuorovaikutus olisi huomattavasti heikompi, vetyä ei olisi lainkaan, koska se olisi muuttunut heliumiksi pian alkuräjähdyksen jälkeen. Jos se olisi joko paljon vahvempi tai paljon heikompi, supernovaräjähdyksen neutriinot eivät onnistuisi puhaltamaan pois tähden ulko-osia, ja on kyseenalaista, pystyisivätkö elämää ylläpitävät raskaat alkuaineet koskaan poistumaan tähdistä, joissa ne tuotettiin. Jos protonit olisivat 0,2 % painavampia, ne hajoaisivat neutroneiksi, jotka eivät pystyisi pitämään kiinni elektroneista, joten stabiileja atomeja ei olisi lainkaan. Jos protonin ja elektronin massasuhde olisi paljon pienempi, ei voisi olla stabiileja tähtiä, ja jos se olisi paljon suurempi, ei voisi olla järjestäytyneitä rakenteita, kuten kiteitä ja DNA-molekyylejä.

Hienosäädöstä käytävät keskustelut muuttuvat usein kiihkeiksi, kun joku mainitsee "A-sanan", antrooppisen. Kirjoittaja on sitä mieltä, että ns. antrooppisesta periaatteesta käydyt keskustelut ovat tuottaneet enemmän lämpöä kuin valoa, ja sillä on monia erilaisia määritelmiä ja tulkintoja siitä, mitä se tarkoittaa. Kirjoittaja ei tiedä, että kukaan olisi eri mieltä siitä, mitä voitaisiin kutsua MAP:iksi, minimalistiseksi antrooppiseksi periaatteeksi: • MAP: Kun testataan perustavanlaatuisia teorioita havaintoaineistolla, valintavaikutusten huomiotta jättäminen voi johtaa vääriin johtopäätöksiin.

Tämä on ilmeistä yllä olevista esimerkeistämme: jos laiminlyömme valintavaikutukset, olisimme yllättyneitä kiertämään yhtä painavaa tähteä kuin aurinko, koska kevyemmät ja himmeämmät ovat paljon yleisempiä. Samoin MAP sanoo, että kaoottista inflaatiomallia ei suljeta pois sillä, että elämme siinä pienessä osassa avaruutta, jossa inflaatio on päättynyt, koska inflatoituva osa on meille asumiskelvoton. Onneksi valintavaikutukset eivät voi pelastaa kaikkia malleja, kuten Boltzmann huomautti vuosisata sitten. Jos maailmankaikkeus olisi klassisessa termisessä tasapainossa (lämpökuolema), termiset vaihtelut voisivat silti saada atomit kokoontumaan satunnaisesti luomaan lyhyesti itsestään tietoisen tarkkailijan, kuten sinä kerran sinisessä kuussa, joten se, että olet olemassa juuri nyt, ei sulje pois lämpökuoleman kosmologista mallia. Sinun pitäisi kuitenkin tilastollisesti odottaa löytäväsi muun maailman korkean entropian sekasotkusta sen sijaan, että havaitset sen järjestäytyneessä matalan entropian tilassa, mikä sulkee pois tämän mallin.

Hiukkasfysiikan standardimallissa on 28 vapaata parametria, ja kosmologia voi tuoda lisää itsenäisiä parametreja. Jos todella elämme Taso II multiversumissa, niin niille parametreille, jotka vaihtelevat rinnakkaisuniversumien välillä, emme koskaan pysty ennustamaan mitattuja arvojamme ensimmäisistä periaatteista. Voimme vain laskea todennäköisyysjakaumia sille, mitä meidän pitäisi odottaa löytävämme, ottaen huomioon valintavaikutukset. Meidän pitäisi odottaa löytävämme kaiken, mikä voi vaihdella kokonaisuudessa, olevan yhtä yleistä kuin on yhdenmukainen olemassaolomme kanssa. Kuten osassa V on yksityiskohtaisesti kerrottu, tämä kysymys siitä, mikä on "yleistä" ja tarkemmin sanottuna kuinka lasketaan todennäköisyyksiä fysiikassa, on nousemassa nolostuttavan piikikkääksi ongelmaksi.