Задайте разным людям вопрос о концепции Мультивселенной, и вы, скорее всего, получите самые разные ответы. Некоторые посмотрят на эту идею как на надежду на то, что где-то существует лучшая версия вас — человек, сделавший более смелый выбор, добившийся лучшего результата или избежавший критической ошибки на каком-то этапе жизненного пути. Может быть, где-то там, в Мультивселенной, есть версия вас с лучшей жизнью, более толстым кошельком, лучшей работой и карьерой, или версия, которая не страдала от больших потерь, болезней или неудач, с которыми вам пришлось столкнуться. С другой стороны, возможно, существуют версии вас, которые страдали гораздо сильнее, чем вы, включая версии, в которых вы не дожили до сегодняшнего дня. Мультивселенная, по крайней мере в том виде, в каком о ней думает большинство людей, полна наших надежд и страхов.

Чтобы рассуждать о том, реальна ли Мультивселенная, или нет, необходимо сначала договориться о предмете обсуждения. Если почти с самого начала развития науки человечество задавалось вопросом о нашем месте во Вселенной, то в начале 20-го века начали появляться концепции Мультивселенной, причём сразу две. Одна, вытекающая из многомировой интерпретации квантовой механики, и вторая, вытекающая из того факта, что где-то там, за пределами нашей наблюдаемой Вселенной, есть «ещё больше Вселенной» — пространство, которое навсегда остаётся за пределами нашей досягаемости, возможно, даже бесконечное его количество. И, возможно, эти её части очень, очень сильно отличаются от той Вселенной, которую мы населяем и изучаем.

Однако на сегодняшний день существует несколько вариантов мультивселенных — и реальность каждого из них оценивается по-разному.

Лоскутная вселенная

Предсказанием космической инфляции является существование бесконечной эргодической Вселенной, которая, будучи бесконечной, должна содержать сколько угодно хаббловских объёмов, реализующих все начальные условия.

В данном контексте «эргодическая» означает такую вселенную, в которой все доступные микросостояния равновероятны. Речь идёт об отсутствии каких-то предпочтительных состояний у частиц, молекул и всего, что из них состоит. Условно говоря, если мы возьмём качественную монету, то она в 50% случаев будет падать «орлом».

Хаббловский объём — это названная в честь астронома Эдвина Хаббла сферическая область наблюдаемой Вселенной, окружающая наблюдателя, за пределами которой объекты удаляются от наблюдателя со скоростью, превышающей скорость света из-за расширения Вселенной. Объём Хаббла приблизительно равен 10³¹ кубических световых лет (около 10⁷⁹ кубических метров). Согласно современным представлениям, упомянутый наблюдатель не сможет получить никакой информации о том, что находится вне этого объёма, и в то же время всё, что находится за пределами этого объёма, не сможет никак повлиять на этого наблюдателя.

Соответственно, бесконечная Вселенная будет содержать бесконечное число хаббловских объёмов, в которых действуют одни и те же физические законы и физические константы. Что касается конфигураций, таких как распределение материи, то почти все они будут отличаться от нашего хаббловского объёма. Однако поскольку их бесконечно много, далеко за космологическим горизонтом в конце концов появятся хаббловские объёмы с похожими и даже идентичными конфигурациями. Один космолог даже оценил, что хаббловский объём, идентичный нашему, должен находиться на расстоянии около метров от нас.

Учитывая бесконечное пространство, во Вселенной будет бесконечное число объёмов Хаббла, идентичных нашему. Это напрямую следует из космологического принципа, в котором предполагается, что наш объём Хаббла не является особенным или уникальным.

Вечная инфляция

Это гипотетическая инфляционная модель Вселенной, которая сама по себе является развитием теории Большого взрыва.

Согласно вечной инфляции, инфляционная фаза расширения Вселенной длится вечно в большей части Вселенной. Поскольку области расширяются экспоненциально быстро, большая часть объёма Вселенной в любой момент времени раздувается. Вечная инфляция, таким образом, порождает гипотетически бесконечную Мультивселенную, в которой инфляция заканчивается лишь в небольшом количестве незначительных по объёму частей.

Инфляция, или инфляционная теория Вселенной, первоначально была разработана как способ преодоления немногих оставшихся проблем считавшейся успешной теорией космологии — моделью Большого взрыва.

В 1983 году Гиббонс и Хокинг показали, что инфляция может быть вечной, что автоматически приводит к одной из версий Мультивселенной, в которой пространство разбито на «пузыри» или участки, свойства которых отличаются от участка к участку, охватывая таким образом все физические возможности.

Пол Стейнхардт, создавший первый пример вечной инфляции, со временем стал ярым противником теории. Он утверждал, что мультивселенная представляет собой крах инфляционной теории, поскольку в мультивселенной любой исход одинаково возможен, поэтому инфляция не даёт никаких предсказаний и, следовательно, не поддаётся проверке. Следовательно, утверждал он, инфляция не удовлетворяет ключевому условию научной теории.

Однако и Линде, и Гут продолжали поддерживать инфляционную теорию и соответствующую ей мультивселенную. Гут заявил:

Трудно построить модели инфляции, которые не приводили бы к мультивселенной. Это не невозможно, поэтому я думаю, что, безусловно, необходимо провести исследования. Но большинство моделей инфляции приводят к мультивселенной, и доказательства инфляции будут подталкивать нас к тому, чтобы воспринимать идею мультивселенной всерьёз.

По словам Линде, «можно придумать модели инфляции, которые не допускают мультивселенной, но это сложно. Каждый эксперимент, который вызывает больше доверия к инфляционной теории, приближает нас к намёкам на то, что мультивселенная реальна».

В 2018 году ныне покойные Стивен Хокинг и Томас Хертог опубликовали работу, в которой необходимость в бесконечной мультивселенной отпадает, поскольку, по словам Хокинга, их теория даёт вселенные, которые «достаточно гладкие и глобально конечные». Теория использует голографический принцип для определения «плоскости выхода» из вневременного состояния вечной инфляции. Вселенные, возникающие на этой плоскости, описываются с помощью переопределения волновой функции без границ — фактически теория требует наличия границы в начале времени. Проще говоря, Хокинг говорит, что его выводы «означают значительное сокращение мультивселенной», что, как отмечают в Кембриджском университете, делает теорию «предсказуемой и проверяемой» с помощью гравитационно-волновой астрономии.

Мультивселенная бран

Или бранная мультивселенная — но не потому, что там много бранятся; просто центральная идея теории бран проистекает из теории струн. В теории струн и родственных теориях (таких как супергравитация) брана (сокращение от «мембрана») — это физический объект, который обобщает понятие нульмерной точечной частицы, одномерной струны или двумерной мембраны на объекты более высоких размерностей. Браны — это динамические объекты, которые могут распространяться в пространстве-времени в соответствии с правилами квантовой механики. Они обладают массой и могут иметь другие атрибуты, такие как заряд.

Данный вариант мультивселенной заключается в том, что видимое четырёхмерное пространство ограничено браной внутри более высокоразмерного пространства, называемого «объёмным» (также известного как «гиперпространство»). Если дополнительные измерения компактны, то наблюдаемая Вселенная содержит дополнительное измерение. В объёмной модели, по крайней мере, некоторые из дополнительных измерений обширны (возможно, бесконечны), и другие браны могут двигаться через эту объёмную модель. Взаимодействие с основной массой и, возможно, с другими бранами может влиять на нашу брану и, таким образом, привносить эффекты, не наблюдаемые в более стандартных космологических моделях.

Циклическая Мультивселенная

Циклическая модель (или осциллирующая модель) — это любая из нескольких космологических моделей, в которых Вселенная следует бесконечным или неопределённым самоподдерживающимся циклам. Например, теория осциллирующей Вселенной, кратко рассмотренная Альбертом Эйнштейном в 1930 году, предполагала, что Вселенная следует вечной серии колебаний, каждое из которых начинается с Большого взрыва и заканчивается Большим крахом (сжатием); в промежутке Вселенная расширяется на некоторое время, прежде чем гравитационное притяжение материи заставит её схлопнуться обратно и претерпеть отскок.

В 1920-х годах физики-теоретики, в первую очередь Альберт Эйнштейн, обратили внимание на возможность циклической модели Вселенной как (вечной) альтернативы модели расширяющейся Вселенной. В 1922 году Александр Фридман представил теорию осциллирующей Вселенной. Однако работа Ричарда К. Толмана в 1934 году показала, что эти ранние попытки не удались из-за проблемы цикличности: согласно второму закону термодинамики, энтропия может только увеличиваться. Это означает, что последовательные циклы становятся все длиннее и больше. Если экстраполировать время назад, то циклы, предшествующие нынешнему, становятся все короче и меньше, а затем снова завершаются Большим взрывом и, таким образом, не заменяют его. Эта загадочная ситуация сохранялась в течение многих десятилетий до начала XXI века, когда недавно обнаруженный компонент тёмной энергии дал новую надежду на последовательную циклическую космологию. В 2011 году пятилетнее исследование 200 000 галактик и 7 миллиардов лет космического времени подтвердило, что «тёмная энергия расширяет нашу Вселенную с увеличивающейся скоростью».

В бранной космологии, кстати, тоже существует циклическая модель Вселенной, возникающей не один раз, а многократно с течением времени. Заодно эта теория потенциально может объяснить, почему отталкивающая форма энергии, известная как космологическая постоянная, которая ускоряет расширение Вселенной, на несколько порядков меньше, чем предсказывает стандартная модель Большого взрыва.

Ландшафтно-струнная Мультивселенная

В теории струн ландшафт (или ландшафт вакуумов) — это совокупность возможных «ложных вакуумов» (количеством до 10⁵⁰⁰), вместе составляющих коллективный «ландшафт» выбора параметров, управляющих компактификацией.

Термин «ландшафт» происходит от понятия ландшафта приспособленности в эволюционной биологии. Впервые он был применён к космологии Ли Смолином в его книге «Жизнь космоса» (1997), а в контексте теории струн его впервые использовал Леонард Сасскинд. Он описывал конкретную реализацию антропного принципа, состоящего в том, что фундаментальные физические константы имеют определённые значения не по каким-то физическим причинам, а потому, что эти значения необходимы для существования жизни на Земле, в том числе разумных наблюдателей, измеряющих эти значения.

По мнению критиков теории струн, например, Ли Смолина и Дэвида Гросса, проблема ландшафта выводит теорию струн из рамок научности, так как она становится нефальсифицируемой: каждому ложному вакууму соответствует своя низкоэнергетическая — наблюдаемая — физика, а выбор среди них варианта, совпадающего с известной Стандартной моделью и с наблюдаемым значением космологической постоянной должен быть NP-полной задачей — то есть, его можно найти только полным перебором всех имеющихся возможностей, которых просто слишком много.

Тему Мультивселенной не получается вместить в одну статью, поэтому это будет мультистатья. Продолжение следует…

© 2025 ООО «МТ ФИНАНС»