Wszechświat Poziomu II: Chaoticzna Inflacja i Pęcherzyki Postinflacyjne

Jeśli czułeś, że Wieloświat Poziomu I jest duży i trudny do przełknięcia, spróbuj wyobrazić sobie nieskończony zbiór odrębnych wieloświatów, z których niektóre mogą mieć inną wymiarowość i różne stałe fizyczne. To właśnie przewiduje popularna obecnie chaotyczna teoria inflacji, którą będziemy nazywać Wieloświatem Poziomu II. Te inne domeny są bardziej niż nieskończenie odległe w tym sensie, że nigdy tam nie dotrzesz, nawet gdybyś podróżował z prędkością światła na zawsze. Powodem jest to, że przestrzeń między naszym Wieloświatem Poziomu I a jego sąsiadami wciąż podlega inflacji, która wciąż ją rozciąga i tworzy więcej objętości szybciej, niż możesz przez nią podróżować. Natomiast możesz podróżować do dowolnie odległego Wszechświata Poziomu I, jeśli będziesz cierpliwy, a kosmiczna ekspansja spowalnia. (Dowody astronomiczne sugerują, że kosmiczna ekspansja obecnie przyspiesza. Jeśli to przyspieszenie będzie kontynuowane, to nawet równoległe wszechświaty Poziomu I pozostaną na zawsze oddzielone, a przestrzeń między nimi będzie rozciągać się szybciej, niż światło może przez nią podróżować. Jednak werdykt jeszcze nie zapadł, a popularne modele przewidują, że Wszechświat ostatecznie przestanie przyspieszać, a może nawet się zapadnie).

W latach 70. XX wieku model Wielkiego Wybuchu okazał się bardzo skutecznym wyjaśnieniem większości historii naszego Wszechświata. Wyjaśnił, jak pierwotna kula ognia rozszerzała się i ochładzała, syntetyzowała hel i inne lekkie pierwiastki w ciągu pierwszych kilku minut, stała się przezroczysta po 400 000 lat, uwalniając kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła, i stopniowo stawała się bardziej grudkowata z powodu grawitacyjnego grupowania, tworząc galaktyki, gwiazdy i planety. Jednak niepokojące pytania pozostały o to, co wydarzyło się na samym początku. Czy coś pojawiło się z niczego? Gdzie są wszystkie superciężkie cząstki znane jako monopole magnetyczne, które fizyka cząstek przewiduje, że powinny być tworzone na wczesnym etapie (tzw. “problem monopoli”)? Dlaczego przestrzeń jest tak duża, tak stara i tak płaska, skoro ogólne warunki początkowe przewidują, że krzywizna rośnie z czasem, a gęstość zbliża się do zera lub nieskończoności po około 10−42 sekundach (tzw. “problem płaskości”)? Jaki spisek spowodował, że temperatura CMB jest prawie identyczna w obszarach przestrzeni, które nigdy nie miały ze sobą przyczynowego kontaktu (tzw. “problem horyzontu”)? Jaki mechanizm wygenerował fluktuacje na poziomie 10−5, z których wyrosła cała struktura?

Proces znany jako inflacja może rozwiązać wszystkie te problemy za jednym zamachem (patrz recenzje Guth & Steinhardt 1984 i Linde 1994), i dlatego stał się najpopularniejszą teorią tego, co wydarzyło się bardzo wcześnie. Inflacja to szybkie rozciąganie przestrzeni, rozcieńczanie monopoli i innych szczątków, czynienie przestrzeni płaską i jednolitą jak powierzchnia rozszerzającego się balonu oraz rozciąganie kwantowych fluktuacji próżni w makroskopowo duże fluktuacje gęstości, które mogą zapoczątkować tworzenie się galaktyk. Od momentu powstania inflacja przeszła dodatkowe testy: obserwacje CMB wykazały, że przestrzeń jest niezwykle płaska i zmierzyły fluktuacje, które mają w przybliżeniu niezmienne spektrum skali bez znaczącej składowej fal grawitacyjnych, wszystko w doskonałej zgodności z przewidywaniami inflacyjnymi.

Inflacja jest ogólnym zjawiskiem, które występuje w szerokiej klasie teorii cząstek elementarnych. W popularnym modelu znanym jako chaotyczna inflacja, inflacja kończy się w niektórych regionach przestrzeni, umożliwiając życie, jakie znamy, podczas gdy kwantowe fluktuacje powodują, że inne regiony przestrzeni pompują się jeszcze szybciej. Zasadniczo jeden pompujący się pęcherzyk wyrasta z innych inflacyjnych pęcherzyków, które z kolei wytwarzają inne w niekończącej się reakcji łańcuchowej. Pęcherzyki, w których inflacja się skończyła, są elementami Wieloświata Poziomu II. Każdy taki pęcherzyk jest nieskończony (Zaskakująco, wykazano, że inflacja może wytworzyć nieskończony Wieloświat Poziomu I nawet w pęcherzyku o skończonej objętości przestrzennej, dzięki efektowi, w którym kierunki przestrzenne czasoprzestrzeni zakrzywiają się w kierunku (nieskończonego) kierunku czasu (Bucher & Spergel 1999).), a jednak istnieje nieskończenie wiele pęcherzyków, ponieważ reakcja łańcuchowa nigdy się nie kończy. Rzeczywiście, jeśli ten wykładniczy wzrost liczby pęcherzyków trwa od zawsze, będzie istniała nieprzeliczalna nieskończoność takich równoległych wszechświatów (ta sama nieskończoność, co przypisana zbiorowi liczb rzeczywistych, powiedzmy, która jest większa niż [przeliczalnie nieskończony] zbiór liczb całkowitych). W tym przypadku nie ma również początku czasu i absolutnego Wielkiego Wybuchu: jest, był i zawsze będzie nieskończona liczba pompujących się pęcherzyków i regionów poinflacyjnych, takich jak ten, w którym żyjemy, tworzących wzór fraktalny.

Przeważający pogląd jest taki, że fizyka, którą obserwujemy dzisiaj, jest jedynie granicą niskiej energii znacznie bardziej symetrycznej teorii, która przejawia się w ekstremalnie wysokich temperaturach. Ta podstawowa teoria może być 11-wymiarowa, supersymetryczna i obejmująca wielkie zjednoczenie czterech podstawowych sił natury. Wspólną cechą takich teorii jest to, że energia potencjalna pola (pól) napędzającego inflację ma kilka różnych minimów (czasami zwanych “stanami próżni”), odpowiadających różnym sposobom łamania tej symetrii, a w konsekwencji różnej fizyce niskich energii. Na przykład, wszystkie oprócz trzech wymiarów przestrzennych mogłyby być zwinięte (“zkompaktowane”), co skutkowałoby efektywnie trójwymiarową przestrzenią, taką jak nasza, lub mniej mogłoby się zwinąć, pozostawiając przestrzeń 7-wymiarową. Kwantowe fluktuacje napędzające chaotyczną inflację mogłyby powodować różne łamanie symetrii w różnych pęcherzykach, co skutkowałoby różnymi elementami Wieloświata Poziomu II o różnej wymiarowości. Wiele symetrii obserwowanych w fizyce cząstek wynika również ze specyficznego sposobu, w jaki symetria jest łamana, więc mogłyby istnieć równoległe wszechświaty Poziomu II, w których istnieją, powiedzmy, dwie, a nie trzy generacje kwarków.

Oprócz takich dyskretnych właściwości, jak wymiarowość i cząstki fundamentalne, nasz wszechświat charakteryzuje się zestawem bezwymiarowych liczb znanych jako stałe fizyczne. Przykłady obejmują stosunek masy elektronu do protonu mp /me ≈ 1836 i stałą kosmologiczną, która wydaje się wynosić około 10−123 w tak zwanych jednostkach Plancka. Istnieją modele, w których również takie ciągłe parametry mogą się różnić w zależności od pęcherzyka poinflacyjnego. (Chociaż fundamentalne równania fizyki są takie same w całym Wieloświecie Poziomu II, przybliżone efektywne równania rządzące światem niskiej energii, który obserwujemy, będą się różnić. Na przykład, przejście z przestrzeni trójwymiarowej do czterowymiarowej (niezkompaktowanej) zmienia obserwowane równanie siły grawitacji z prawa odwrotności kwadratu na prawo odwrotności sześcianu. Podobnie, różne łamanie podstawowych symetrii fizyki cząstek zmieni skład cząstek elementarnych i efektywne równania, które je opisują. Jednak będziemy rezerwować terminy “różne równania” i “różne prawa fizyki” dla Wieloświata Poziomu IV, gdzie to fundamentalne, a nie efektywne równania się zmieniają.)

Wieloświat Poziomu II jest zatem prawdopodobnie bardziej różnorodny niż Wieloświat Poziomu I, zawierający domeny, w których różnią się nie tylko warunki początkowe, ale być może także wymiarowość, cząstki elementarne i stałe fizyczne.

Zanim przejdziemy dalej, pokrótce skomentujmy kilka blisko spokrewnionych pojęć wieloświata. Po pierwsze, jeśli jeden Wieloświat Poziomu II może istnieć, wiecznie samoreprodukujący się we wzorze fraktalnym, to równie dobrze może istnieć nieskończenie wiele innych Wieloświatów Poziomu II, które są całkowicie odłączone. Jednak ten wariant wydaje się być nietestowalny, ponieważ nie dodałby żadnych jakościowo różnych światów ani nie zmieniłby rozkładu prawdopodobieństwa dla ich właściwości. Wszystkie możliwe warunki początkowe i łamania symetrii są już realizowane w każdym z nich.

Pomysł zaproponowany przez Tolmana i Wheelera, a ostatnio opracowany przez Steinhardta i Turoka (2002), głosi, że (Wieloświat Poziomu I) jest cykliczny, przechodząc przez nieskończoną serię Wielkich Wybuchów. Jeśli istnieje, zbiór takich inkarnacji również utworzyłby wieloświat, prawdopodobnie o różnorodności podobnej do tej z Poziomu II.

Pomysł zaproponowany przez Smolina (1997) obejmuje zespół podobny pod względem różnorodności do tego z Poziomu II, ale mutujący i wyrastający nowe wszechświaty przez czarne dziury, a nie podczas inflacji. Przewiduje to formę selekcji naturalnej faworyzującej wszechświaty z maksymalną produkcją czarnych dziur.

W scenariuszach świata bran, inny trójwymiarowy świat mógłby być dosłownie równoległy do naszego, jedynie przesunięty w wyższym wymiarze. Jednak nie jest jasne, czy taki świat (“brana”) zasługuje na miano równoległego wszechświata oddzielnego od naszego, ponieważ możemy być w stanie oddziaływać z nim grawitacyjnie, tak jak robimy to z ciemną materią.

Fizycy nie lubią niewyjaśnionych zbiegów okoliczności. Rzeczywiście, interpretują je jako dowód na to, że modele są wykluczone. W Sekcji I C widzieliśmy, jak model otwartego wszechświata został wykluczony z 99,9% pewnością, ponieważ implikuje to, że obserwowany wzór fluktuacji CMB jest niezwykle mało prawdopodobny, zbieg okoliczności jeden na tysiąc występujący tylko w 0,1% wszystkich objętości Hubble'a.

Załóżmy, że meldujesz się w hotelu, zostajesz przydzielony do pokoju 1967 i, zaskoczony, zauważasz, że to rok, w którym się urodziłeś. Po chwili refleksji dochodzisz do wniosku, że nie jest to wcale takie zaskakujące, biorąc pod uwagę, że hotel ma wiele pokoi i że nie miałbyś tych myśli, gdyby przydzielono ci inny. Zdajesz sobie wtedy sprawę, że nawet gdybyś nic nie wiedział o hotelach, mógłbyś wywnioskować istnienie innych pokoi hotelowych, ponieważ gdyby w całym wszechświecie był tylko jeden numer pokoju, pozostałbyś z niewyjaśnionym zbiegiem okoliczności.

Jako bardziej trafny przykład rozważmy M, masę Słońca. M wpływa na jasność Słońca, a korzystając z podstawowej fizyki, można obliczyć, że życie, jakie znamy na Ziemi, jest możliwe tylko wtedy, gdy M znajduje się w wąskim zakresie 1,6 × 1030 kg − 2,4 × 1030 kg — w przeciwnym razie klimat Ziemi byłby zimniejszy niż na Marsie lub gorętszy niż na Wenus. Zmierzona wartość to M ∼ 2,0 × 1030 kg. Ten pozorny zbieg okoliczności wartości zamieszkałej i obserwowanej M może wydawać się niepokojący, biorąc pod uwagę, że obliczenia pokazują, że gwiazdy w znacznie szerszym zakresie mas M ∼ 1029 kg − 1032 kg mogą istnieć. Jednak, podobnie jak w przykładzie z hotelem, możemy wyjaśnić ten pozorny zbieg okoliczności, jeśli istnieje zespół i efekt selekcji: jeśli w rzeczywistości istnieje wiele układów słonecznych z różnymi rozmiarami gwiazdy centralnej i orbit planetarnych, to oczywiście spodziewamy się, że znajdziemy się w jednym z zamieszkałych.

Mówiąc bardziej ogólnie, pozorny zbieg okoliczności wartości zamieszkałej i obserwowanej jakiegoś parametru fizycznego można uznać za dowód istnienia większego zespołu, z którego to, co obserwujemy, jest jedynie jednym z wielu elementów (Carter 1973). Chociaż istnienie innych pokoi hotelowych i układów słonecznych jest bezsporne i potwierdzone obserwacyjnie, to istnienie równoległych wszechświatów nie, ponieważ nie można ich obserwować. Jednak jeśli obserwuje się dostrojenie, można argumentować za ich istnieniem, stosując dokładnie tę samą logikę, co powyżej. Rzeczywiście, istnieje wiele przykładów dostrojenia sugerujących równoległe wszechświaty z innymi stałymi fizycznymi, chociaż stopień dostrojenia jest wciąż przedmiotem aktywnej debaty i powinien zostać wyjaśniony przez dodatkowe obliczenia — patrz Rees (2002) i Davies (1982) w popularnych relacjach oraz Barrow & Tipler (1986) w szczegółach technicznych.

Na przykład, jeśli siła elektromagnetyczna zostałaby osłabiona o zaledwie 4%, to Słońce natychmiast by eksplodowało (diproton miałby stan związany, co zwiększyłoby jasność słoneczną o współczynnik 1018). Gdyby była silniejsza, byłoby mniej stabilnych atomów. Rzeczywiście, większość, jeśli nie wszystkie parametry wpływające na fizykę niskich energii wydają się być w pewnym stopniu dostrojone, w tym sensie, że zmiana ich o niewielkie wartości skutkuje jakościowo innym wszechświatem.

Gdyby oddziaływanie słabe było znacznie słabsze, nie byłoby wokół wodoru, ponieważ zostałby przekształcony w hel wkrótce po Wielkim Wybuchu. Gdyby było znacznie silniejsze lub znacznie słabsze, neutrina z eksplozji supernowej nie zdołałyby zdmuchnąć zewnętrznych części gwiazdy i wątpliwe jest, czy ciężkie pierwiastki podtrzymujące życie kiedykolwiek mogłyby opuścić gwiazdy, w których zostały wyprodukowane. Gdyby protony były o 0,2% cięższe, rozpadłyby się na neutrony niezdolne do utrzymania elektronów, więc nie byłoby wokół stabilnych atomów. Gdyby stosunek masy protonu do masy elektronu był znacznie mniejszy, nie mogłoby być stabilnych gwiazd, a gdyby był znacznie większy, nie mogłoby być uporządkowanych struktur, takich jak kryształy i cząsteczki DNA.

Dyskusje o dostrojeniu często stają się gorące, gdy ktoś wspomina o “słowie na A”, antropicznym. Autor uważa, że dyskusje na temat tak zwanej zasady antropicznej wygenerowały więcej ciepła niż światła, z wieloma różnymi definicjami i interpretacjami tego, co to znaczy. Autorowi nie jest znana żadna osoba, która nie zgadzałaby się z tym, co można by nazwać MAP, minimalistyczną zasadą antropiczną: • MAP: Podczas testowania fundamentalnych teorii danymi obserwacyjnymi ignorowanie efektów selekcji może prowadzić do błędnych wniosków.

Jest to oczywiste z naszych powyższych przykładów: gdybyśmy zaniedbali efekty selekcji, bylibyśmy zaskoczeni, że krążymy wokół gwiazdy tak ciężkiej jak Słońce, ponieważ lżejsze i słabsze są znacznie liczniejsze. Podobnie, MAP mówi, że model chaotycznej inflacji nie jest wykluczony przez fakt, że żyjemy w znikomej części przestrzeni, w której inflacja się skończyła, ponieważ napompowana część jest dla nas niezdatna do zamieszkania. Na szczęście efekty selekcji nie mogą uratować wszystkich modeli, jak zauważył wiek temu Boltzmann. Gdyby wszechświat był w klasycznej równowadze termicznej (śmierć cieplna), fluktuacje termiczne mogłyby nadal powodować losowe składanie się atomów, aby na krótko stworzyć samoświadomego obserwatora, takiego jak ty, raz na ruski rok, więc fakt, że istniejesz teraz, nie wyklucza kosmologicznego modelu śmierci cieplnej. Jednak statystycznie powinieneś spodziewać się, że reszta świata znajdzie się w wysokiej entropii, a nie w uporządkowanym stanie niskiej entropii, który obserwujesz, co wyklucza ten model.

Standardowy model fizyki cząstek ma 28 wolnych parametrów, a kosmologia może wprowadzić dodatkowe niezależne. Jeśli naprawdę żyjemy w Wieloświecie Poziomu II, to dla tych parametrów, które różnią się między równoległymi wszechświatami, nigdy nie będziemy w stanie przewidzieć naszych zmierzonych wartości z pierwszych zasad. Możemy jedynie obliczyć rozkłady prawdopodobieństwa dla tego, czego powinniśmy się spodziewać, biorąc pod uwagę efekty selekcji. Powinniśmy spodziewać się, że wszystko, co może się różnić w całym zespole, będzie tak ogólne, jak to tylko możliwe, zgodnie z naszym istnieniem. Jak szczegółowo opisano w Sekcji V, kwestia tego, co jest “ogólne” i, bardziej konkretnie, jak obliczać prawdopodobieństwa w fizyce, jawi się jako żenująco kłopotliwy problem.