В течение столетий многие, включая Аристотеля, чтобы избежать вопроса, как возникла Вселенная, полагали, что она должна была существовать всегда. Другие считали, что Вселенная имела начало, и использовали это как аргумент для доказательства бытия Бога. Понимание того, что время ведет себя подобно пространству, дает новую альтернативу. Это развеивает вековое возражение по поводу того, что Вселенная имела начало, но также означает, что началом Вселенной управляли научные законы и не было нужды в том, чтобы ее привел в движение некий Бог.
Если происхождение Вселенной было квантовым событием, оно должно точно описываться фейнмановской суммой историй. Однако непросто применить квантовую теорию ко всей Вселенной, где наблюдатели — часть наблюдаемой системы. В главе 4 мы видели, как частицы материи, пролетевшие через двухщелевую преграду, создали интерференционный узор, подобно волнам на воде. Фейнман объяснил это тем, что частица не имеет единственной истории, то есть, двигаясь из начальной точки А в конечную точку В, она следует не по одной определенной траектории, а одновременно по всем возможным траекториям, соединяющим эти точки. С такой позиции интерференция не удивительна, потому что частица, например, может проходить одновременно через обе щели и интерферировать сама с собой, без взаимодействия с другими частицами. Применительно к движению частицы метод Фейнмана говорит нам, что для вычисления вероятности попадания частицы в любую конечную точку нужно рассмотреть все возможные истории, по которым частица могла проследовать из начальной точки в конечную. Методы Фейнмана можно использовать, чтобы рассчитать квантовые вероятности для наблюдений Вселенной. Если их применить к Вселенной в целом, то не может быть никакой точки А, поэтому мы сложим все истории, которые удовлетворяют условию безграничности и заканчиваются во Вселенной, наблюдаемой нами сегодня.
В таком понимании Вселенная появилась самопроизвольно и начала развиваться всеми возможными путями. Большинство из них относится к другим вселенным. Хотя некоторые из тех вселенных похожи на нашу, большинство из них сильно отличаются от нее, причем отличаются не только в деталях (таких, например, как действительно ли Элвис Пресли умер молодым или подают ли морковь на десерт), главное — они отличаются даже своими очевидными законами природы. В действительности существует множество вселенных с множеством различных наборов физических законов. Кое-кто делает великую загадку из этой идеи, которую иногда называют концепцией мультивселенной, но это всего лишь иные выражения фейнмановской суммы по всем историям.
Чтобы представить себе это, изменим предложенную Эддингтоном аналогию с надувным шариком и вместо этого представим расширяющуюся Вселенную в виде поверхности пузыря. Наша картина самопроизвольного квантового возникновения Вселенной будет тогда немного напоминать появление пузырьков пара в кипящей воде. Множество крошечных пузырьков появляется, а потом снова исчезает. Они подобны мини-вселенным, которые расширяются, но тут же лопаются, будучи все еще микроскопического размера. Эти пузырьки представляют собой возможные альтернативные вселенные, но они не вызывают большого интереса, так как их жизнь слишком коротка, чтобы дать развиться галактикам и звездам, не говоря уж о разумной жизни. Однако некоторые пузырьки вырастают до столь крупных размеров, что уже не лопаются. Они будут продолжать расширяться со всё возрастающей скоростью и образуют пузырьки пара, которые мы можем видеть. Такие пузырьки соответствуют вселенным, начинающим расширение при постоянно растущей скорости, — иными словами, вселенным в состоянии инфляции.
Мультивселенная. Квантовые флуктуации ведут к появлению крохотных вселенных из ничего. Некоторые из них достигают критического размера, затем, благодаря инфляции, расширяются, формируя галактики, звезды и — по крайней мере в одном случае — существ вроде нас.
Как мы уже говорили, вызванное инфляцией расширение вселенных не совсем однородно. В сумме по историям есть лишь одна полностью однородная и регулярная история, и она будет иметь наибольшую вероятность. Но и многие другие, лишь слегка неоднородные, будут иметь почти такие же вероятности. Вот почему инфляция предсказывает, что ранняя Вселенная, скорее всего, была слегка неоднородной, что соответствует тем небольшим различиям в интенсивности, которые были обнаружены у космического микроволнового фонового излучения (КМФИ). С неоднородностями в ранней Вселенной нам повезло. Почему же повезло? Да потому что однородность хороша, если вы не хотите, чтобы сливки отделились от молока, но однородная вселенная — скучная вселенная. Неоднородности в ранней Вселенной важны потому, что если некоторые области имеют чуть большую плотность, чем остальные, то гравитационное притяжение избыточной плотности замедлит расширение этой области по сравнению с окружающими. Поскольку сила гравитации медленно стягивает материю, это в конечном счете может привести к коллапсу и образованию галактик и звезд, что повлечет за собой появление планет и по крайней мере в одном случае — людей. Поэтому посмотрите внимательно на карту неба в микроволновом диапазоне. Это проектный чертеж всех структур во Вселенной. Мы являемся продуктом квантовых флуктуаций в очень ранней Вселенной. Верующий человек мог бы сказать об этом: Бог действительно играет в кости со Вселенной.
Эта идея приводит к представлению о Вселенной, которое глубоко отличается от традиционной концепции и требует изменения нашего подхода к истории Вселенной. Чтобы делать прогнозы в космологии, нам нужно рассчитать вероятности различных состояний Вселенной в настоящее время. В физике обычно выдвигают предположение о некотором начальном состоянии системы, а затем рассматривают ее развитие во времени, используя соответствующие математические уравнения. Учитывая данные о состоянии системы в какое-то время, можно пытаться вычислить вероятность того, что система будет в каком-то другом состоянии в более позднем времени. В космологии обычно предполагают, что у Вселенной одна определенная история. Используя законы физики, можно рассчитать, как эта история развивается во времени. В космологии такой подход называется «снизу вверх». Но поскольку мы должны принимать во внимание квантовую природу Вселенной, выражаемую фейнмановской суммой по историям, то амплитуда вероятности того, что Вселенная сейчас находится в определенном состоянии, получается суммированием вкладов от всех историй, которые удовлетворяют условию безграничности и приводят к рассматриваемому (исходному) состоянию. Иными словами, в космологии не нужно прослеживать историю Вселенной «снизу вверх», поскольку это предполагает существование единственной истории с четко определенными исходной точкой и развитием. Вместо этого нужно проследить истории «сверху вниз», перемещаясь назад от настоящего времени. Некоторые истории будут более вероятны, чем другие, а в их сумме, как правило, будет преобладать единственная история, которая начинается с возникновения Вселенной и заканчивается в рассматриваемом состоянии. Но возможны и другие истории, которые привели бы к тому, что в настоящее время у Вселенной могли бы иметься иные состояния. Из этого проистекает совершенно другой взгляд на космологию и на отношение между причиной и следствием. Истории, включенные в фейнмановскую сумму, не имеют независимого существования, они зависят от того, что измеряется. Скорее мы создаем историю Вселенной своим наблюдением, чем ее история создает нас.
