Здесь возникает головоломка для теорий с мультивселенными. Как определить, что тот или иной тип вселенных имеет больше галактик и более расположен к возникновению жизни, если число рассматриваемых вселенных бесконечно? Мы столкнёмся с точно такими же двусмысленностями, как были описаны выше, если физические соображения не продиктуют, что взять за основу при определении способа сравнения. Теоретики сформулировали несколько способов сравнения, аналогичных составлению пар в приведённых выше таблицах, которые возникают в той или иной физической модели, — однако определённой процедуры, с которой согласны все, пока не разработано. Разные подходы приводят к разным результатам, подобно примерам с бесконечными наборами чисел. Согласно одному способу сравнения, преимущество имеют вселенные с одним набором свойств; согласно другому способу — другие.
Такой произвол сильно влияет на определение типичных или средних свойств в данной мультивселенной. Физики называют это проблемой измерения. Смысл этого математического термина вполне отражён в его названии. Необходимо иметь способ измерения размеров различных бесконечных наборов вселенных. Именно эта информация необходима для того, чтобы делать предсказания. Именно эта информация необходима, чтобы разобраться, насколько вероятнее, что мы находимся во вселенной одного типа, а не другого. Пока не будет найден фундаментальный принцип для сравнения бесконечных наборов вселенных, мы не сможем математически предсказывать результаты наблюдений и экспериментов, проводимых типичными обитателями мультивселенной, то есть нами. Поэтому нам не удастся избежать решения проблемы измерения.
Что ещё волнует скептиков
Я посвятил проблеме измерений отдельный раздел, не только потому что она является огромным препятствием на пути получения предсказаний, но также потому, что из неё вытекают другие проблемные следствия. В главе 3 было объяснено, почему инфляционная теория стала de facto космологической парадигмой. Крайне высокий темп расширения в течение первых мгновений жизни нашей Вселенной привёл к тому, что области, удалённые друг от друга в настоящем, могли быть связаны друг с другом в прошлом, что объясняет общую температуру, обнаруженную в современных экспериментах; быстрое расширение сглаживает также любую пространственную кривизну, что придаёт пространству плоскую форму, которая согласуется с наблюдениями; наконец, такое расширение превращает квантовые флуктуации в мельчайшие температурные колебания по всему пространству, которые наблюдаются в реликтовом излучении и которые важны для образования галактик. Эти достижения неоспоримы. Однако если инфляция продолжается вечно, это может свести успехи на нет.
Когда в игру вступают квантовые процессы, лучшее, что можно сделать, — это предсказать вероятность одного результата относительно другого. Физики-экспериментаторы, понимая всю важность этого, вновь и вновь проводят эксперименты, набирая целую гору данных для статистической обработки. Когда квантовая механика предсказывает, что один результат в 10 раз вероятнее другого, полученные данные должны очень точно отражать это соотношение. Вычисления реликтового излучения, соответствие которого наблюдательным данным является наиболее убедительным аргументом в пользу инфляционной теории, основываются на квантовых флуктуациях, и поэтому тоже имеют вероятностный характер. Однако в отличие от лабораторных экспериментов эти вычисления нельзя проверить, запуская Большой взрыв снова и снова. Тогда как их интерпретировать?
Если в результате теоретического анализа получается, что, скажем, с вероятностью 99 процентов данные по реликтовому излучению имеют один вид, а не другой, и если более вероятный результат согласуется с нашими наблюдениями, то такие данные рассматриваются как серьёзный аргумент в пользу теории. Логика в том, что если некоторый набор вселенных возник на основе одних и тех же физических законов, то теория утверждает, что примерно 99 процентов таких вселенных будут похожи на то, что мы наблюдаем, а 1 процент будет иметь значительные отклонения.
Теперь если бы в инфляционной мультивселенной имелся конечный набор вселенных, то можно было бы прямо утверждать, что число нетипичных вселенных, в которых квантовые процессы привели бы к данным, не соответствующим ожидаемым, останется относительно малым. Однако, когда набор вселенных бесконечен, как в инфляционной мультивселенной, интерпретация чисел становится значительно более трудной задачей. Что такое 99 процентов от бесконечности? Бесконечность. А что такое 1 процент от бесконечности? Тоже бесконечность. Какая из них больше? От нас требуется сравнить два бесконечных набора. А как мы видели, даже когда кажется, что один набор больше другого, ответ зависит от используемого нами метода сравнения.
Тогда скептик делает вывод, что при вечной инфляции становятся условными сами предсказания, на которых зиждется наша уверенность в теории. Любой возможный результат, допустимый квантовыми вычислениями, каким бы маловероятным он ни был — 0,1 процента квантовой вероятности, 0,0001 процента квантовой вероятности или 0,0000000001 процента квантовой вероятности, — будет реализован в бесконечном числе вселенных просто потому, что любое из этих чисел, умноженное на бесконечность, равно бесконечности. Без фундаментального предписания того, как сравнивать бесконечные наборы, мы скорее всего не сможем сказать, что один набор вселенных больше другого, а потому он является наиболее вероятным типом наблюдаемых вселенных — мы теряем способность делать определённые предсказания.