Очевидно, что здесь мы достаточно вольно обращаемся со словом «Вселенная». Если бы мы были осторожнее, то использовали бы его для обозначения всего сущего, независимо от того, способны мы это увидеть или нет (и иногда мы так и делаем, чтобы вам жизнь не казалась слишком простой). Но большая часть космологов злоупотребляет терминологией уже так давно, что если мы планируем общаться с другими учеными, нам следует научиться говорить на их языке. Мы слышим заявления вроде «нашей Вселенной четырнадцать миллиардов лет» настолько часто, что нам просто не хочется возвращаться к истокам и поправлять их, добавляя «по крайней мере, наблюдаемой части нашей Вселенной». Однако вместо этого люди просто обозначают словом «Вселенная» участок пространства—времени, напоминающий нашу наблюдаемую Вселенную, который зародился в горячем, плотном состоянии и расширился из него. Алан Гут предложил термин «карманные Вселенные» (pocket universes), чуть более точно отражающий суть идеи.
Таким образом, Мультиленная — это просто набор карманных Вселенных (областей истинного вакуума, расширяющихся и охлаждающихся после эффектного рождения) и фоновое инфлатирующее пространство—время, в которое они заключены. Если задуматься, это довольно-таки приземленная концепция идеи Мультиленной. Всего лишь множество различных областей пространства, которые все эволюционируют аналогично нашей наблюдаемой Вселенной.
В последнее время большое внимание привлекает интересное свойство Мультиленной такого типа: во всех этих карманных Вселенных локальные законы физики могут быть совершенно разными. На графике потенциальной энергии инфлатона на рис. 14.6 мы показали три разных состояния вакуума: A, B, C. Но совершенно не обязательно мы должны ограничиваться этим. Как мы вскользь упомянули в главе 12, теория струн, судя по всему, предсказывает существование огромного количества вакуумов — как минимум 10500, а может быть, еще больше. Каждое из этих состояний представляет собой отдельную фазу, в которой может пребывать пространство—время. Это означает разные типы частиц, с разными массами и взаимодействиями — по сути, совершенно новые законы физики в каждой Вселенной. И снова мы допускаем определенные терминологические вольности, ведь базовые законы (теория струн или что угодно еще) остаются теми же; тем не менее они проявляют себя разными способами, так же как вода может быть твердой, жидкой или газообразной. Сегодня ученые, занимающиеся исследованием теории струн, используют такой термин, как «ландшафт» возможных вакуумных состояний.
[273]
Однако одно дело, когда ваша теория допускает множество различных вакуумных состояний, каждое с собственными законами физики, и совсем другое — заявлять, что все эти разнообразные состояния на самом деле существуют где-то в Мультиленной. Здесь в игру вступает вечная инфляция. Мы рассказали историю, в которой инфляция зарождается в состоянии ложного вакуума, а заканчивается (в каждой карманной Вселенной), эволюционируя в истинный вакуум, — либо путем образования пузырей, либо медленно скатываясь с холма вниз. Но если инфляция продолжается вечно, то ничто не запрещает ей эволюционировать в разные состояния вакуума в разных карманных Вселенных; и действительно, именно этого от нее и можно ожидать. Поэтому вечная инфляция предлагает способ взять все эти возможные Вселенные и сделать их реальными.
Такой сценарий — если он верен — приводит к важным следствиям. Самое очевидное из них то, что если вы лелеяли надежду научиться на основе Теории Всего Сущего уникальным образом предсказывать свойства наблюдаемых нами физических объектов и явлений (массу нейтрино, заряд электрона и т. д.), то с этими мечтами можно распрощаться. Локальные проявления законов физики от Вселенной к Вселенной будут очень сильно разниться. Возможно, вы также надеетесь на возможность каких-то статистических предсказаний, основанных на антропном принципе: «шестьдесят три процента наблюдателей в Мультиленной обнаружат три семейства фермионов» или что-то в этом роде. И многие ученые упорно пытаются получить подобные предсказания. Но нет никакой ясности относительно того, возможно ли это вообще, особенно если учесть, что количество наблюдателей, воспринимающих определенные свойства своего окружения, во многих случаях становится бесконечно большим — ведь инфляция во Вселенной продолжается бесконечно.
В этой книге мы очень интересуемся Мультиленной, но нам не настолько интересны детали ландшафта множества различных вакуумов или попытки выковать из антропного принципа набор практичных предсказаний. Наша проблема — низкая энтропия наблюдаемой Вселенной вскоре после зарождения — настолько ужасающа и драматична, что не стоит и надеяться решить ее с помощью антропного принципа; жизнь, определенно, могла бы существовать и во Вселенной с намного более высокой энтропией. Нам требуется нечто лучшее, и все же идея Мультиленной кажется шагом в правильном направлении. Как минимум касательно Вселенной она предполагает, что доступное нашему взору может оказаться далеко не полной картиной мира.
Чего хорошего в инфляции?
Давайте соберем все в одну кучу. История об инфляции, которую космологи придумали для себя,
[274] звучит примерно так:
Нам неизвестно, какими были условия в ранней Вселенной сразу после ее рождения. Предположим, что она была плотная и скученная, но необязательно однородная; то тут, то там могли наблюдаться сильные флуктуации. Среди них могли быть черные дыры, осциллирующие поля и даже довольно пустые участки. Теперь представим себе, что по крайней мере одна небольшая область пространства во всей этой неразберихе относительно спокойна, а плотность энергии в ней определяется в основном темной суперэнергией поля инфлатона. Пока остальная часть пространства продолжает жить хаотично, внутри этой конкретной области начинается инфляция; ее объем увеличивается в невообразимое число раз, а любые ранее существовавшие возмущения начисто стираются благодаря инфляционному растяжению. В конце концов эта область эволюционирует в то, что выглядит в точности как наша Вселенная, как ее описывает стандартная модель Большого взрыва, и это никак не связано с тем, что происходит в оставшейся части изначально флуктуирующего первичного бульона. Следовательно, в данном сценарии нам не требуется никакой высокочувствительной, неестественно тонкой подстройки начальных условий, для того чтобы получить пространственно плоскую и однородную на больших расстояниях Вселенную; она гарантированно появляется из типовых, случайным образом флуктуирующих начальных условий.
