Квантовое туннелирование на более высокий пик возможно, но согласно квантовым вычислениям, значительно менее вероятно.

Продолжительность расширения пузырька-вселенной до столкновения определяет силу столкновения и последующие разрушения. Если вернуться к примеру с Трикси и Нортоном из главы 3, такие столкновения поднимают интересный вопрос о времени. При столкновении двух пузырьков-вселенных их внешние края — на которых энергия поля инфлатона имеет большие значения — соприкасаются. С точки зрения наблюдателя, находящегося внутри любого из сталкивающихся пузырьков, большое значение энергии поля инфлатона соответствует ранним моментам времени, близким к моменту Большого взрыва в этом пузырьке. Таким образом, столкновения пузырьков-вселенных происходят на заре их рождения, и потому образовавшиеся волны могут оказывать влияние на ещё один процесс, происходящий в ранней Вселенной, — на образование реликтового излучения.

В главе 8 мы рассмотрим квантовую механику более подробно. Как мы увидим, моё утверждение «находятся за кулисами повседневной реальности» может быть интерпретировано разными способами. Здесь я имею в виду самый простой: уравнение квантовой механики подразумевает, что волны вероятности, как правило, отсутствуют в обычных пространственных измерениях. Наоборот, эти волны распространяются в другой среде, которая учитывает не только привычные пространственные измерения, но также число описываемых частиц. Эта среда называется конфигурационным пространством; его объяснение заинтересованный читатель может найти в комментарии ^{71}.

Если наблюдаемое нами ускоренное расширение пространства не постоянно, тогда в некоторый момент в будущем расширение замедлится. Замедление позволит свету от объектов, находящихся в данный момент за пределами нашего космического горизонта, достичь нас; наш космический горизонт увеличится. В этом случае будет совсем странным считать, что миры за пределами нашего горизонта не являются реальными, поскольку в будущем к ним может появится доступ. (Вы можете вспомнить, что в конце главы 2 было отмечено, что показанные на рис. 2.1 космические горизонты будут увеличиваться с течением времени. Это верно для вселенной, в которой темп пространственного расширения не убыстряется. Однако, если расширение ускоряется, то существует расстояние, за которое мы никогда не сможем заглянуть, сколь долго мы не ждали бы. В ускоряющейся вселенной космический горизонт не может превзойти размер, который определяется математически темпом ускорения.)

Приведём конкретный пример свойства, которое может быть общим для всех вселенных из некоторой мультивселенной. В главе 2 отмечалось, что современные наблюдательные данные строго указывают на то, что кривизна пространства равна нулю. Однако довольно сложные математические вычисления показывают, что все пузырьки-вселенные в инфляционной мультивселенной обладают отрицательной кривизной. Грубо говоря, пространственные формы с равными значениями инфлатона — формы, определяемые соединением равных чисел на рис. 3.8б, — больше похожи на картофельные чипсы, чем на плоскую поверхность стола. Но даже в этом случае инфляционная мультивселенная остаётся совместимой с наблюдениями, потому что при расширении любой формы её кривизна уменьшается (кривизна жемчужины всем очевидна, а кривизна поверхности Земли не замечалась тысячелетиями). Если наш пузырёк-вселенная продолжает испытывать значительное расширение, его кривизна может быть отрицательной и при этом настолько малой, что современные измерения не смогут уловить отличие от нуля. Отсюда следует возможный тест. Если более точные наблюдения в будущем покажут, что кривизна пространства очень мала, но положительна, это опровергнет гипотезу о том, что наша Вселенная является частью инфляционной мультивселенной, как было отмечено Б. Фрайфогелем, М. Клебаном, М. Родригез Мартинезом и Л. Сасскиндом в статье: B. Freivogel, M. Kleban, M. Rodriguez Martinez, and L. Susskind «Observational Consequences of a Landscape», «Journal of High Energy Physics» 0603, 039 [2006]; если измерения дадут положительное значение для кривизны, равное примерно 10⁻⁵, это станет сильным аргументом против квантово-туннельных переходов, которые согласно теории заполняют струнный ландшафт (см. главу 6).

Список космологов и струнных теоретиков, внёсших значительный вклад в эту область, включает, помимо многих других, таких исследователей как Алан Гут, Андрей Линде, Александр Виленкин, Жауме Гаррига, Дон Пейдж, Сергей Виницки, Ричард Истер, Юджин Лим, Мэттью Мартин, Майкл Дуглас, Фредерик Денеф, Рафаэль Буссо, Бен Фрайфогель, И-Шен Янг, Делия Шварц-Перлов.

Стоит ещё отметить, что описанные вычисления выполнялись без конкретизации типа мультивселенной. Наоборот, Вайнберг и его соавторы рассмотрели модель мультивселенной с изменяющимися характеристиками и вычислили густоту галактик в каждой из составляющих её вселенных. Чем больше галактик во вселенной, тем больший вес приписывается её свойствам при вычислении усреднённых свойств, с которыми столкнётся типичный наблюдатель. Однако, поскольку Вайнберг и его соавторы не конкретизируют модель мультивселенной, их вычисления не могут учесть вероятность нахождения в данной мультивселенной вселенных с теми или иными свойствами (те вероятности, которые обсуждались в предыдущем разделе). Возможно наличие вселенных с космологическими постоянными и флуктуациями, лежащими в определённом диапазоне, так что они готовы для запуска процесса образования галактик, но если такие вселенные редки в данной мультивселенной, то мы вряд ли обнаружим, что находимся в одной из них.

Для упрощения вычислений Вайнберг и его соавторы предположили, что поскольку рассматриваемый ими диапазон значений космологической постоянной очень узок (между 0 и 10⁻¹²⁰), то вероятности существования таких вселенные в данной мультивселенной не будут, по всей видимости, сильно варьироваться (подобно как вероятность того, что вы встретите собаку весом в 26,99997 килограмма не сильно отличается от вероятности, что вы встретите собаку весом 26,99999 килограмма). Таким образом, они полагали, что любое значение космологической постоянной в том узком диапазоне, который совместим с образованием галактик, столь же вероятно, как и любое другое. На нашем рудиментарном уровне понимания механизма возникновения мультивселенной это кажется достаточно разумным предположением. Однако дальнейшие исследования поставили под вопрос справедливость данного допущения, требуя более полного анализа. Было показано, что для того чтобы продвинуться дальше, необходимо конкретизировать тип мультивселенной и задать распределение вселенных с разными свойствами. Вычисления, основанные на антропном принципе с самым минимальным набором допущений, являются единственным способом понять, сможет ли этот подход в будущем дать осмысленные плоды, обладающие предсказательной силой.

Само слово «типичное» тоже добавляет проблем, поскольку его смысл зависит от того, как оно определяется и какие измерения за этим стоят. Если, например, мы используем в качестве критерия число детей и машин, то придём к одному виду «типичной» американской семьи. Если использовать другие критерии, такие как интерес к физике, любовь к опере или увлечение политикой, то характеристика «типичной» семьи изменится. Тот анализ, что верен для «типичной» американской семьи, по всей вероятности верен и для «типичных» наблюдателей в мультивселенной: рассмотрение других свойств помимо размера популяции приведёт к другому определению «типичного» наблюдателя. В свою очередь это будет влиять на предсказание вероятности наблюдения того или иного свойства в нашей Вселенной. Чтобы антропные вычисления стали по-настоящему убедительны, они должны учитывать этот аспект. В противном случае, как говорилось в основном тексте, распределения должны иметь очень резко выраженные пики, чтобы отклонения от одной населённой вселенной к другой были бы минимальными.