Multiverso Nível II: Inflação Caótica e Bolhas Pós-Inflação

Se você achou o multiverso de Nível I grande e difícil de engolir, tente imaginar um conjunto infinito de multiversos distintos, alguns talvez com dimensionalidade diferente e constantes físicas diferentes. Isto é o que é previsto pela teoria caótica da inflação, atualmente popular, e nos referiremos a ele como o multiverso de Nível II. Esses outros domínios estão mais do que infinitamente distantes, no sentido de que você nunca chegaria lá, mesmo que viajasse na velocidade da luz para sempre. A razão é que o espaço entre nosso multiverso de Nível I e seus vizinhos ainda está sofrendo inflação, o que continua a esticá-lo e criar mais volume mais rápido do que você pode viajar através dele. Em contraste, você poderia viajar para um universo de Nível I arbitrariamente distante se fosse paciente e a expansão cósmica desacelerasse. (Evidências astronômicas sugerem que a expansão cósmica está atualmente acelerando. Se essa aceleração continuar, então mesmo os universos paralelos de nível I permanecerão para sempre separados, com o espaço interposto esticando mais rápido do que a luz pode viajar através dele. O júri ainda não se decidiu, no entanto, com modelos populares prevendo que o universo eventualmente parará de acelerar e talvez até mesmo entrará em colapso novamente.)

Na década de 1970, o modelo do Big Bang provou ser uma explicação altamente bem-sucedida da maior parte da história do nosso universo. Ele explicou como uma bola de fogo primordial se expandiu e esfriou, sintetizou hélio e outros elementos leves durante os primeiros minutos, tornou-se transparente após 400.000 anos, liberando a radiação cósmica de fundo de micro-ondas, e gradualmente tornou-se mais irregular devido ao agrupamento gravitacional, produzindo galáxias, estrelas e planetas. No entanto, questões perturbadoras permaneceram sobre o que aconteceu no início. Algo apareceu do nada? Onde estão todas as partículas superpesadas conhecidas como monopolos magnéticos que a física de partículas prevê que deveriam ser criadas no início (o “problema do monopolo”)? Por que o espaço é tão grande, tão velho e tão plano, quando as condições iniciais genéricas preveem que a curvatura cresça com o tempo e a densidade se aproxime de zero ou infinito após da ordem de 10−42 segundos (o “problema da planura”)? Que conspiração fez com que a temperatura do CMB fosse quase idêntica em regiões do espaço que nunca estiveram em contato causal (o “problema do horizonte”)? Que mecanismo gerou as flutuações de sementes de nível 10−5 a partir das quais toda a estrutura cresceu?

Um processo conhecido como inflação pode resolver todos esses problemas de uma só vez (ver revisões de Guth & Steinhardt 1984 e Linde 1994), e, portanto, emergiu como a teoria mais popular do que aconteceu muito cedo. A inflação é um rápido estiramento do espaço, diluindo monopolos e outros detritos, tornando o espaço plano e uniforme como a superfície de um balão em expansão, e esticando flutuações quânticas do vácuo em flutuações de densidade macroscopicamente grandes que podem semear a formação de galáxias. Desde a sua criação, a inflação passou em testes adicionais: as observações do CMB descobriram que o espaço é extremamente plano e mediram que as flutuações das sementes têm um espectro aproximadamente invariante em escala, sem um componente substancial de onda gravitacional, tudo em perfeita concordância com as previsões inflacionárias.

A inflação é um fenômeno geral que ocorre em uma ampla classe de teorias de partículas elementares. No modelo popular conhecido como inflação caótica, a inflação termina em algumas regiões do espaço, permitindo a vida como a conhecemos, enquanto as flutuações quânticas fazem com que outras regiões do espaço se inflem ainda mais rápido. Em essência, uma bolha inflacionária brota outras bolhas inflacionárias, que, por sua vez, produzem outras em uma reação em cadeia interminável. As bolhas onde a inflação terminou são os elementos do multiverso de Nível II. Cada uma dessas bolhas é infinita em tamanho (Surpreendentemente, foi mostrado que a inflação pode produzir um multiverso de Nível I infinito, mesmo em uma bolha de volume espacial finito, graças a um efeito pelo qual as direções espaciais do espaço-tempo se curvam em direção à direção do tempo (infinito) (Bucher & Spergel 1999).), mas existem infinitas bolhas, pois a reação em cadeia nunca termina. De fato, se esse crescimento exponencial do número de bolhas tem ocorrido para sempre, haverá uma infinidade incontável de tais universos paralelos (a mesma infinidade que é atribuída ao conjunto de números reais, digamos, que é maior do que a do conjunto [infinito contável] de inteiros). Neste caso, também não há começo do tempo e nenhum Big Bang absoluto: há, houve e sempre haverá um número infinito de bolhas inflacionárias e regiões pós-inflacionárias como a que habitamos, formando um padrão fractal.

A visão predominante é que a física que observamos hoje é meramente um limite de baixa energia de uma teoria muito mais simétrica que se manifesta em temperaturas extremamente altas. Esta teoria fundamental subjacente pode ser 11-dimensional, supersimétrica e envolvendo uma grande unificação das quatro forças fundamentais da natureza. Uma característica comum em tais teorias é que a energia potencial do(s) campo(s) que impulsionam a inflação tem vários mínimos diferentes (às vezes chamados de “estados de vácuo”), correspondendo a diferentes maneiras de quebrar essa simetria e, como resultado, a diferentes físicas de baixa energia. Por exemplo, todas, exceto três dimensões espaciais, poderiam ser enroladas (“compactadas”), resultando em um espaço efetivamente tridimensional como o nosso, ou menos poderiam se enrolar, deixando um espaço 7-dimensional. As flutuações quânticas que impulsionam a inflação caótica podem causar diferentes quebras de simetria em diferentes bolhas, resultando em diferentes membros do multiverso de Nível II com dimensionalidade diferente. Muitas simetrias observadas na física de partículas também resultam da maneira específica como a simetria é quebrada, então poderia haver universos paralelos de Nível II onde há, digamos, duas em vez de três gerações de quarks.

Além de propriedades discretas como dimensionalidade e partículas fundamentais, nosso universo é caracterizado por um conjunto de números adimensionais conhecidos como constantes físicas. Exemplos incluem a razão massa elétron/próton mp /me ≈ 1836 e a constante cosmológica, que parece ser cerca de 10−123 em chamadas unidades de Planck. Existem modelos onde também esses parâmetros contínuos podem variar de uma bolha pós-inflacionária para outra. (Embora as equações fundamentais da física sejam as mesmas em todo o multiverso de Nível II, as equações efetivas aproximadas que governam o mundo de baixa energia que observamos serão diferentes. Por exemplo, mover-se de um espaço tridimensional para um espaço quadridimensional (não compactado) muda a equação da força gravitacional observada de uma lei do inverso do quadrado para uma lei do inverso do cubo. Da mesma forma, quebrar as simetrias subjacentes da física de partículas de forma diferente mudará a composição das partículas elementares e as equações efetivas que as descrevem. No entanto, reservaremos os termos “equações diferentes” e “leis da física diferentes” para o multiverso de Nível IV, onde são as equações fundamentais, e não as efetivas, que mudam.)

O multiverso de Nível II é, portanto, provavelmente mais diverso do que o multiverso de Nível I, contendo domínios onde não apenas as condições iniciais diferem, mas talvez a dimensionalidade, as partículas elementares e as constantes físicas também difiram.

Antes de prosseguir, vamos comentar brevemente sobre algumas noções de multiverso intimamente relacionadas. Em primeiro lugar, se um multiverso de Nível II pode existir, auto-reproduzindo-se eternamente em um padrão fractal, então pode muito bem haver infinitos outros multiversos de Nível II que estão completamente desconectados. No entanto, esta variante parece ser não testável, uma vez que não adicionaria nenhum mundo qualitativamente diferente nem alteraria a distribuição de probabilidade para as suas propriedades. Todas as possíveis condições iniciais e quebras de simetria já são realizadas dentro de cada uma.

Uma ideia proposta por Tolman e Wheeler e recentemente elaborada por Steinhardt & Turok (2002) é que o multiverso (de Nível I) é cíclico, passando por uma série infinita de Big Bangs. Se existir, o conjunto de tais encarnações também formaria um multiverso, presumivelmente com uma diversidade semelhante à do Nível II.

Uma ideia proposta por Smolin (1997) envolve um conjunto semelhante em diversidade à do Nível II, mas mutando e brotando novos universos através de buracos negros, em vez de durante a inflação. Isso prevê uma forma de seleção natural favorecendo universos com produção máxima de buracos negros.

Em cenários de mundo de branas, outro mundo tridimensional poderia ser literalmente paralelo ao nosso, meramente deslocado em uma dimensão superior. No entanto, não está claro se tal mundo (“brana”) merece ser chamado de universo paralelo separado do nosso, uma vez que podemos ser capazes de interagir com ele gravitacionalmente tanto quanto fazemos com a matéria escura.

Físicos não gostam de coincidências inexplicadas. De fato, eles as interpretam como evidência de que os modelos são descartados. Na Seção I C, vimos como o modelo do universo aberto foi descartado com 99,9% de confiança porque implica que o padrão observado de flutuações do CMB é extremamente improvável, uma coincidência de um em mil que ocorre em apenas 0,1% de todos os volumes de Hubble.

Suponha que você faça o check-in em um hotel, seja atribuído ao quarto 1967 e, surpreso, observe que este é o ano em que você nasceu. Após um momento de reflexão, você conclui que isso não é tão surpreendente, afinal, dado que o hotel tem muitos quartos e que você não estaria tendo esses pensamentos em primeiro lugar se tivesse sido atribuído a outro. Você então percebe que, mesmo que não soubesse nada sobre hotéis, poderia ter inferido a existência de outros quartos de hotel, porque se houvesse apenas um número de quarto em todo o universo, você ficaria com uma coincidência inexplicada.

Como um exemplo mais pertinente, considere M , a massa do Sol. M afeta a luminosidade do Sol e, usando a física básica, pode-se calcular que a vida como a conhecemos na Terra só é possível se M estiver na estreita faixa de 1,6 × 1030 kg − 2,4 × 1030 kg — caso contrário, o clima da Terra seria mais frio do que em Marte ou mais quente do que em Vênus. O valor medido é M ∼ 2,0 × 1030 kg. Essa aparente coincidência dos valores habitáveis e observados de M pode parecer perturbadora, dado que os cálculos mostram que estrelas na faixa de massa muito mais ampla M ∼ 1029 kg − 1032 kg podem existir. No entanto, assim como no exemplo do hotel, podemos explicar essa aparente coincidência se houver um conjunto e um efeito de seleção: se houver, de fato, muitos sistemas solares com uma variedade de tamanhos da estrela central e das órbitas planetárias, então obviamente esperamos nos encontrar vivendo em um dos habitáveis.

De forma mais geral, a aparente coincidência dos valores habitáveis e observados de algum parâmetro físico pode ser tomada como evidência da existência de um conjunto maior, do qual o que observamos é meramente um membro entre muitos (Carter 1973). Embora a existência de outros quartos de hotel e sistemas solares seja incontroversa e observacionalmente confirmada, a de universos paralelos não é, uma vez que não podem ser observados. No entanto, se o ajuste fino for observado, pode-se argumentar a favor de sua existência usando a mesma lógica acima. De fato, existem inúmeros exemplos de ajuste fino sugerindo universos paralelos com outras constantes físicas, embora o grau de ajuste fino ainda esteja sob debate ativo e deva ser esclarecido por cálculos adicionais — ver Rees (2002) e Davies (1982) para relatos populares e Barrow & Tipler (1986) para detalhes técnicos.

Por exemplo, se a força eletromagnética fosse enfraquecida em meros 4%, então o Sol explodiria imediatamente (o dipróton teria um estado ligado, o que aumentaria a luminosidade solar em um fator de 1018 ). Se fosse mais forte, haveria menos átomos estáveis. De fato, a maioria, se não todos, os parâmetros que afetam a física de baixa energia parecem ajustados em algum nível, no sentido de que alterá-los em quantidades modestas resulta em um universo qualitativamente diferente.

Se a interação fraca fosse substancialmente mais fraca, não haveria hidrogênio por perto, pois teria sido convertido em hélio logo após o Big Bang. Se fosse muito mais forte ou muito mais fraca, os neutrinos de uma explosão de supernova não conseguiriam soprar as partes externas da estrela, e é duvidoso que elementos pesados de suporte à vida seriam capazes de deixar as estrelas onde foram produzidos. Se os prótons fossem 0,2% mais pesados, eles se decompariam em nêutrons incapazes de se agarrar aos elétrons, então não haveria átomos estáveis por perto. Se a razão massa próton-elétron fosse muito menor, não poderia haver estrelas estáveis e, se fosse muito maior, não poderia haver estruturas ordenadas como cristais e moléculas de DNA.

As discussões sobre ajuste fino muitas vezes ficam acaloradas quando alguém menciona a “palavra com A”, antrópico. O autor sente que as discussões sobre o chamado princípio antrópico geraram mais calor do que luz, com muitas definições e interpretações diferentes do que significa. O autor não está ciente de ninguém que discorde do que poderia ser chamado de MAP, o princípio antrópico minimalista: • MAP: Ao testar teorias fundamentais com dados observacionais, ignorar os efeitos de seleção pode dar conclusões incorretas.

Isso é óbvio em nossos exemplos acima: se negligenciássemos os efeitos de seleção, ficaríamos surpresos ao orbitar uma estrela tão pesada quanto o Sol, já que as mais leves e escuras são muito mais abundantes. Da mesma forma, o MAP diz que o modelo de inflação caótica não é descartado pelo fato de nos encontrarmos vivendo na minúscula fração de espaço onde a inflação terminou, já que a parte inflacionária é inabitável para nós. Felizmente, os efeitos de seleção não podem resgatar todos os modelos, como apontado há um século por Boltzmann. Se o universo estivesse em equilíbrio térmico clássico (morte por calor), as flutuações térmicas ainda poderiam fazer com que os átomos se juntassem aleatoriamente para criar brevemente um observador autoconsciente como você uma vez a cada lua azul, então o fato de você existir agora não descarta o modelo cosmológico de morte por calor. No entanto, você deve esperar estatisticamente encontrar o resto do mundo em uma bagunça de alta entropia, em vez do estado ordenado de baixa entropia que você observa, o que descarta este modelo.

O modelo padrão da física de partículas tem 28 parâmetros livres, e a cosmologia pode introduzir parâmetros independentes adicionais. Se realmente vivemos em um multiverso de Nível II, então, para aqueles parâmetros que variam entre os universos paralelos, nunca seremos capazes de prever nossos valores medidos a partir dos primeiros princípios. Podemos meramente calcular distribuições de probabilidade para o que devemos esperar encontrar, levando em conta os efeitos de seleção. Devemos esperar encontrar tudo o que pode variar em todo o conjunto como sendo tão genérico quanto consistente com nossa existência. Como detalhado na Seção V, esta questão do que é “genérico” e, mais especificamente, como calcular probabilidades na física, está emergindo como um problema embaraçosamente espinhoso.