Хотя этот вопрос волновал всех людей когда-либо живших на Земле, ответ на него до сих пор ускользает от нас. К моменту рождения наших ближайших предков ученые существенно «конкретизировали» этот вопрос. Во-первых, понятие «все» было драматически обобщено открытием в 1925 году Э. Хабблом того, что современная «Вселенная», состоящая из соседних звезд, представляла всего лишь одну галактику из бесчисленного числа других.

Перевод замечательной статьи M.Tegmark 

Сегодня большинство астрономов используют слово «Вселенная» для обозначения сферического объема показанного на Рис.1. (Такой же объем представляет Вселенную и для любого другого наблюдателя в ней)  Этот объем, ограниченный космическим горизонтом событий, содержит порядка ${{10}^{78}}$ атомов . Все это мы можем, в принципе, наблюдать.

Рис. 1.

Во-вторых, стало понятно, что Вселенная не статична, а непрерывно эволюционирует. Недавние впечатляющие измерения, выполненные с помощью детекторов (телескопов). Компьютеров и космических технологий принесли нам согласованную количественную картину развития нашей Вселенной, начиная от произошедшего  14 миллиардов лет назад горячего, огненного события, известного как Большой Взрыв.  С момента Большого Взрыва наша Вселенная непрерывно расширялась. Это привело к уменьшению плотности и охлаждению частиц, заполняющих Вселенную (см. Рис2). 

Рис. 2.

По мере того как все охлаждалось, частицы непрерывно комбинировались во все более и более сложные структуры. Кварки образовали нейтроны и протоны. Позднее нейтроны и часть протонов образовали легкие элементы, такие как дейтерий. Гелий и литий. Примерно спустя 400 000 лет после Большого Взрыва оставшиеся протоны скомбинировались с электронами в электрически нейтральные атомы водорода, сделав космическое вещество прозрачным для света. До этого времени материя была экстремально однородной с флуктуациями плотности всего лишь порядка ${{10}^{-5}}$. Однако гравитационное взаимодействие непрерывно кластеризовало атомы в галактики, звезды и планеты, разрешая атомам образовывать сложные структуры, подобные молекулам, людям и т.д.

К тому времени, как я родился, вопрос «как все начиналось?» был переформулирован так, чтобы избежать вопроса о том, что было, когда возраст Вселенной был меньше одной секунды. При этом оставались некоторые тревожащие вопросы. Например, почему наше пространство так велико, так старо и так плоско, если в случае произвольных начальных условий предсказывается рост кривизны со временем, а плотность должна быстро приближаться либо к нулю, либо к бесконечности (проблема плоскостности). Или проблема горизонта.

В. Новая постановка вопроса

 В 1982 году было открыто, что процесс, известный как инфляция, включающий близкое к экспоненциальному растяжению пространства, может разрешить эти и другие проблемы. Эта теория вскоре стала наиболее популярной теорией того, что происходило на очень раннем этапе эволюции Вселенной. Теория инфляции проста и элегантна, требуя существования только некоторой формы материи, которая упорно отказывается уменьшать свою плотность по мере расширения пространства. Плотность космических флуктуаций рассматривается как квантовые флуктуации, требуемые принципом неопределенности. Эти флуктуации увеличиваются при растяжении пространства и усиливаются гравитацией.

Предыдущие революционные идеи в теоретической физике, подобные  теории относительности и квантовой механики, не только решали старые проблемы, но и трансформировали и углубляли наше понимание природы физической реальности. То же самое произошло и с инфляцией. Во-первых, стало ясно, что инфляция, вообще говоря, вечна. Заканчиваясь в части пространства (например, представленного на Рис.1, т.е. в нашей Вселенной), она продолжается в другом месте и будет в конечном счете воспроизводить бесконечное число других пост инфляционных объемов, столь же больших как наш, образуя космическую разновидность фрактала.

Рис. 3.

Кроме того, как это иллюстрирует Рис.3, прогресс в теоретической физике непрерывно сдвигает границу между «законами физики» и «начальными условиями»  Например, Птолемей считал круговые орбиты фундаментальными законами природы. Однако Кеплер и Ньютон перевели их в разряд решений, отвечающих определенным начальным условиям: фундаментальные законы допускают и существенно не круговые орбиты. Более современный пример: во многих струнных теориях имеется «ландшафт» решений, соответствующий пространственно-временным конфигурациям, включающий различные размерности, различные типы фундаментальных частиц и различные значения некоторых физических «констант». 

Таблица 1. 19 параметров стандартной модели физики частиц $SU(3)\times SU(2)\times U(1)$, и 11 параметров стандартной космологической модели. Существование массы у нейтрино требует введение дополнительных параметров. В таблице параметры приведены в платоновских единицах, $\mu^2$ и $\lambda$ приведены в случае когда потенциал Хиггса имеет вид $V(\Phi)=\mu^2|\Phi|^2+\lambda|\Phi|^4$

Так, в Таблице 1 приведено 30 параметров, определяющих так называемую Стандартную модель ФЭЧ и новую космологию. Некоторые из них могут изменяться при путешествии по ландшафту. Вечная инфляция трансформирует эти потенциальные возможности в реальность, действительно создавая области пространства, реализующие эти возможности. Однако, каждая из таких областей, в которых инфляция закончилась, обладает, вообще говоря, бесконечным размером. Это делает невозможным для обитателя данной области путешествия в другую область с другими физическими законами. Если мы определим параллельные вселенные как области в практическом смысле не связанные между собой (время причинного контакта существенно больше времени жизни любого наблюдателя), то постинфляционные области и будут примерами такой ситуации. Они маркируются как уровень 2 на Рис.4. 

Рис. 4.

Каждая из таких уровня 2 параллельных Вселенных бесконечна по размеру. Она содержит бесконечно много сфер, представленных на Рис.1, Мультивселенные уровня 1 мало отличаются друг от друга. Единственное отличие состоит в начальном распределении материи (начальные условия в ограниченном классическом смысле). Так как инфляционные флуктуации имеют квантовое происхождение, инфляция также заселяет уровень 3 мультивселенных (если квантовая механика применима к мультивселенной как целому).К уровню 4 мы вернемся ниже.

1. Как можно протестировать, была ли инфляция в реальности.
2. Какая физика лежит в основе инфляции? То есть, что собой представляет hard-to-delate субстанция?
3. Почему инфляция опять стартовала недавно. То есть, что собой представляет темная энергия, определяющая нынешнее ускоренное расширение Вселенной.
4. Как инфляция начиналась?  
   

Итак, как же все начиналось? Хотя теория инфляции дает ответы на головоломки, стоящие перед физиками и космологами в 70-е годы, она все еще оставляет целый ряд вопросов:

1. Наблюдательные тесты 

Настоящее время представляет возможность ответить на эти вопросы, потому что космологические наблюдения обрели требуемую точность. Все инфляционные модели решают поставленные к 80-м годам проблемы. 

Рис. 5. Желтый/белый цвет соответствует наиболее вероятным значениям космологических параметров, предсказанных инфляционной теорией. Зеленый/темный наблюдательные предсказания ($1\sigma$). $\rho_{\Lambda}$ приведено в планковских единицах.

В дополнении к этому (см. Рис.5) инфляция может объяснить значения 8-ми космологических параметров (последние восемь в таблице 1), включая параметры, связанные с темной энергией. В последние несколько лет лавина новых космологических данных революционизировала нашу способность определять эти параметры. Возможность связана с МКФ, кластеризацией галактик, гравитационным линзированием, относительным содержанием кластеров и Ia. В одном из цитируемых докладов я развил методы для анализа космологических данных, используя теорию информации. В другой серия работ была осуществлена перекрестная проверка различных наборов космологических данных.

Важное предсказание всех инфляционных моделей о том, что ${{\Omega}_{tot}}=1\pm {{10}^{-5}}$ подтверждается недавними точными измерениями, согласно которым ${{\Omega }_{tot}}=1.01\pm 0.02$ и ${{\Omega}_{tot}}=1.01\pm 0.01$. Большинство моделей также предсказывает приближенную масштабную инвариантность начальных флуктуаций $\left({{n}_{s}}\approx 1 \right)$ в хорошем согласии с недавними наблюдениями ${{n}_{s}}=0.98\pm 0.03$. Однако, данные не столь точны, чтобы сделать вывод о возможных отклонениях от идеальной ситуации (масштабная инвариантность, скалярность, адиабатичность, гауссовость)

Однако, теоретические вычисления предсказывают неожиданную сложность! Ее причина в том, что большинство моделей предсказывает сложное пространство-время с бесконечно многими наблюдателями. Причем различные наблюдатели измеряют различные значения параметров. Первые 25 параметров будут постоянными, по крайней мере, внутри каждой Вселенной уровня 2, но последние пять параметров могут отличаться даже для вселенных, представляющих уровень 1. Их значения будут зависеть не только от минимума инфляционного поля, но и от траектории, по которой поле скатывается в этот минимум. Как обсуждено в, это означает, что общие инфляционные модели (кроме абсолютно симметричных с единственным минимумом) будут предсказывать не определенные значения параметров, а лишь распределения, подобные тем, что приведены на Рис.5. Кроме того, вычисление этих распределений требует решения вопросов, включающих философские аспекты инфляции:

1. Ответ зависит от определения понятия «наблюдатель» (вычисляем ли мы распределения в случайной точке, случайной планете, случайной галактике).
2. Ответ зависит от порядка (!), в котором бесконечное число наблюдателей (?).
3. Ответ зависит от доинфляционных начальных условий. 

2. Заключение 

В попытке понять, откуда все происходит, было получено два частных ответа:

Вопрос: откуда появляется наблюдаемая материя?

Ответ: Инфляция может произвести все из почти ничего.

Вопрос: откуда появляется наблюдаемая сложность?

Ответ: Параллельные Вселенные могут воспроизвести все из почти ничего. Фундаментальные законы будут простыми, а почти вся сложность существует только в уме наблюдателя, так как индивидуальная параллельная вселенная требует для описания невероятно больше информации, чем мультивселенная в целом.

Комментарии (3):

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.