В отличие от ньютоновской физики, которая предполагает единую, неизменную сетку координат, называемую абсолютным пространством, где небесные тела движутся на фоне единой однородной шкалы, называемой абсолютным временем, общая теория относительности обладает удивительной гибкостью. Тем не менее, предложив эту теорию, Эйнштейн надеялся найти физические основания, гарантирующие для космоса единственное конечное стабильное решение.

К большому его разочарованию, первое разработанное им решение, обладающее геометрией трехмерной сферы, оказалось неустойчивым. Пытаясь исправить ситуацию, он добавил в свою теорию новое стабилизирующее слагаемое, названное космологической постоянной, которая противостоит сжимающему действию гравитации. Это дало ему искомый стабильный результат.

Когда благодаря телескопическим исследованиям появились убедительные доказательства расширения Вселенной, Эйнштейн поменял свою позицию. Вместе с голландским ученым Виллемом де Ситтером в 1932 году он предложил модель Вселенной, которая бесконечна по протяженности, неограниченно расширяется и имеет плоскую геометрию. Создавая эту модель, которую теперь называют Вселенной Эйнштейна – де Ситтера, они приравняли космологическую постоянную к нулю, убрав ее из теории, которая больше не нуждалась в стабилизирующем факторе. Эта модель послужила концептуальной основой того, что позже стало известно как теория Большого взрыва.

Возьмите котел научного любопытства, наполните его космологическими моделями, бесконечно простирающимися во всех направлениях, смешайте с бесчисленным множеством альтернативных решений, и сварится суп из всех возможных композиций – ландшафтов и грез. Например, один из таких ландшафтов обусловлен конечностью скорости света, ограничивающей то, что мы можем наблюдать. За пределами зоны, откуда до нас могут дойти хоть какие-то сигналы, почти наверняка находятся участки, которые ускользают от нашего внимания. В результате гипотеза мультивселенной становится логической необходимостью, поскольку почти невозможно поверить, будто Вселенная просто обрывается за горизонтом наблюдаемости.

Если формулировать более абстрактно, то в теоретическом пространстве параметров космоса, таких как кривизна, гладкость, космологическая постоянная и так далее, существует огромное множество разных возможностей, которые составляют мультивселенную более умозрительного характера. Их можно либо отбросить как чисто математические модели, либо всерьез рассматривать как физические альтернативы – в зависимости от предпочтений теоретиков. Другими словами, мультивселенную, состоящую из альтернативных решений общей теории относительности, можно воспринимать в качестве своего рода интеллектуальной грезы, которая имеет мало общего с физикой, а можно – в качестве набора реальных конкурентов из ландшафта физических вариантов. Выбор определяется личными предпочтениями теоретиков.

Стремясь создать квантовую теорию гравитации, Уилер предпочитал рассматривать альтернативные решения в общей теории относительности как составляющие шипучей «геометрической пены», возникающей при чрезвычайно высоких энергиях. Из этой пены каким-то образом возникла наша простая космология в качестве оптимального пути через абстрактное пространство параметров, которое, согласно фейнмановскому методу суммирования по историям, представляет собой классический (ньютоновский) предел физики. Идея Уилера звучала захватывающе, но так и не получила широкого признания из-за невозможности достичь столь высоких энергий в рамках эксперимента, а также из-за колоссальных математических трудностей, связанных с построением жизнеспособного квантового описания общей теории относительности (это те самые трудности, которые в конечном счете привели многих физиков к теории струн).

Не говоря уже о квантовой физике, даже в стандартной космологии возникают вопросы о том, как Вселенная оказалась такой упорядоченной. Плоская геометрия и изотропное (одинаковое по всем направлениям) расширение очень хорошо подходят к идеям Эйнштейна и де Ситтера. Однако ускоренное расширение Вселенной требует, чтобы космологическая постоянная не была строго равна нулю, а имела очень маленькое положительное значение. «Почему она так мала, но все же не нулевая?» – задаются вопросом теоретики. Среди других космических странностей – чрезвычайно низкое значение энтропии, или меры беспорядка, наблюдаемой Вселенной; если бы не это, вначале в ней было бы мало или совсем не было бы энергии для создания звезд и других замечательных космических объектов, которые мы видим. Наконец, многие фундаментальные постоянные (например, задающие силу и радиус действия электромагнетизма в сравнении с другими взаимодействиями) кажутся на удивление благоприятными для возникновения галактик, звезд и планет.

В 1970 году, надеясь объяснить космические условия, исключительно благоприятные для появления разумных наблюдателей, Брэндон Картер, вдохновленный Уилером, предложил несколько вариантов гипотезы, которую он назвал антропным принципом. Это представление о том, что условия в нашей области пространства-времени и/или в самой Вселенной должны быть такими, чтобы в ней могли появиться люди (или другие разумные существа). Самая далекоидущая версия, «сильный антропный принцип», опирается на концепцию мультивселенной для объяснения благоприятных условий в нашей Вселенной. В разных Вселенных космологические параметры и условия могут сильно отличаться друг от друга. Наша Вселенная выделяется тем, что способна порождать стабильные звезды с планетарными системами, которые поддерживают физические и химические процессы, необходимые для процветания разумной жизни. Таким образом, само наше присутствие в качестве сознательных наблюдателей гарантирует, что мы находимся в таком космическом оазисе среди пустыни альтернатив.

Спустя десятилетия гипотезу Картера применили к струнному ландшафту в попытке сузить мириады его возможностей. В этом случае главным критерием отбора становится малое, но не нулевое значение космологической постоянной, вызывающее как раз такое расширение пространства, которое способствует появлению обитаемых планет, подобных нашей. Большая космологическая постоянная мешала бы гравитации сжимать облака материи и препятствовала бы образованию галактик, звезд и планет. Без стабильных планет и сияющих звезд жизнь в том виде, в котором мы ее знаем, никогда не смогла бы зародиться. Сам факт нашего существования исключает такие безжизненные Вселенные с больши´ми космологическими постоянными, а также конфигурации теории струн, которые приводят к столь неблагоприятным моделям.

Однако в 1970‐е годы, когда Картер опубликовал свою работу, большинство физиков все еще надеялись объяснить значения физических параметров расчетами, а не философскими рассуждениями. Они ожидали, что новых открытий в науке о Вселенной в конечном счете окажется достаточно, чтобы рационально объяснить все ее свойства.

Картер в своей статье признал, что лучше по возможности использовать чисто механистический подход и не вписывать человечество в космологию. Некоторые параметры – например размер и плотность водородного газового облака, достаточные, чтобы под действием гравитации оно сжалось в светящийся звездный шар, – обеспечивают появление звезд в определенном диапазоне масс. Они попадают в категорию традиционных предсказаний, основанных исключительно на физических ограничениях. Вероятно, большинство теоретиков, читавших тогда статью Картера, были полностью согласны с таким прагматичным подходом.

Пузырьки, пузырьки, вы тусклы али ярки?

И словно оправдывая эти ожидания в конце 1970‐х – начале 1980‐х годов Алан Гут и другие ученые предложили вариацию теории Большого взрыва, призванную объяснить космический порядок без обращения к антропному принципу. Модель Гута, названная инфляционной, предполагает, что на очень раннем этапе своей истории Вселенная пережила чрезвычайно короткий период сверхбыстрого расширения. Точно так же, как быстрое растягивание простыни выравнивает ее складки, эпоха инфляции, как считают сторонники этой теории, помогла сгладить все неоднородности в ранней Вселенной. Такой период сглаживания помогает объяснить, почему, несмотря на огромные расстояния, мы видим в разных направлениях неба примерно одно и то же. Также сглаживанием во время всплеска инфляции объясняется и то, почему Вселенная кажется пространственно плоской, а не отрицательно или положительно искривленной.

Странным образом, вскоре после того как Алан Гут и другие представили идею космической инфляции, Пол Стейнхардт, Андрей Линде и Александр Виленкин, каждый из которых независимо разработал свой вариант теории, указали: если наблюдаемая Вселенная началась с инфляции, то такой процесс, вероятно, будет запускаться и в других областях космоса, приводя к возникновению других инфляционных пузырей. Фактически первичный космос представлял бы собой кипящую пену из множества расширяющихся Вселенных. В некоторых местах инфляция могла бы продолжаться бесконечно. Это стали называть вечной инфляцией. При этом сегодня альтернативные Вселенные для нас недоступны, так как находятся далеко за пределами наблюдаемого мира.

Многие сторонники вечной инфляции вновь обратились к антропному принципу, чтобы объяснить, почему наша Вселенная именно такая, какая есть. Иронично, что теория, изначально предназначенная для динамического разглаживания наблюдаемой Вселенной (за счет непосредственно воздействующих на нее физических процессов) без использования принципа отбора, теперь, похоже, нуждается в нем, чтобы объяснить, почему мы не оказались в любой из множества других конкурирующих Вселенных с менее благоприятными свойствами.

В 2010 году исследователи Хиранья Пейрис и Мэтью Джонсон высказали предположение, что, хоть такие параллельные миры в настоящее время и недосягаемы, могли сохраниться отпечатки ранних столкновений между их формирующимися пузырями и пузырем нашей наблюдаемой Вселенной. Они предложили проанализировать реликтовое космическое излучение в поисках таких «шрамов». Их исследовательская группа нашла несколько кандидатов на основе данных, собранных спутником Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), но ни один из этих сигналов не вышел за пределы статистической погрешности. С тех пор появились новые идеи, как можно найти следы таких столкновений пузырей по данным о поляризации (направлению, в котором закручиваются фотоны) реликтового фона. Эти исследования ждут своего часа. Таким образом, проверка гипотезы вечной инфляции – одной из версий мультивселенной – все еще возможна, хоть и вовсе не гарантирована.

В отсутствие даже косвенных доказательств в пользу той или иной гипотезы мультивселенной (от ММИ до струнного ландшафта и вечной инфляции) все они продолжают вызывать резкую критику со стороны тех, кто – справедливо или нет – настаивает, что все, не имеющее перспективы экспериментальной проверки, не относится к настоящей науке. Призывы энтузиастов мультивселенной дождаться исчерпывающих объяснений природного мира, которые могут появиться в будущем, а не отвергать их с порога, не помогают скептикам справиться с беспокойством. Между теми, кто готов включить в свои теории недоступные области космоса, и теми, кто считает это полным безрассудством, возник глубокий раскол.

Чтобы глубже его прочувствовать, обратите внимание на язвительные слова писателя Джона Хоргана:

Наука страдает, когда выдающиеся мыслители пропагандируют идеи, которые не могут быть проверены, а значит, – уж простите – не относятся к науке. Более того, в то время, когда наш мир, реальный мир, сталкивается с серьезными проблемами, рассуждения о мультивселенных кажутся мне эскапизмом сродни фантазиям миллиардеров о колонизации Марса. Разве ученые не должны заниматься чем-то более продуктивным?^[12]