平行世界之门欢迎进入平行宇宙时空之门

说到平行宇宙，我们往往会想到量子力学中的平行宇宙概念（见赛先生2017科普创作协同行动的第6篇文章《量子力学中的平行宇宙》），那里的“平行宇宙”指的是同一体系不同的演化可能。但本文将要介绍的是另一种类型的平行宇宙，也被称为多重宇宙（multiverse）——它不是来自于量子力学，而是来自相对论中的光速有限性。

这是赛先生2017科普创作协同行动的第14篇文章。

撰文 陈学雷 （中国科学院国家天文台研究员）

编辑 李娟 丁家琦

从某种严格的逻辑或哲学角度说，“多重宇宙”这种说法是一种语言上的误用，因为我们本来可以把所有不同时空总和称之为宇宙（Universe），而所谓的“多重宇宙”只不过是其中的不同部分而已，量子引力理论专家斯莫林（Lee Smolin） 教授就曾表达过这一意见。不过，多重宇宙的叫法目前已经流行开来了，在语言应用上的过度洁癖也可能会抑制思维活力和创造性，因此这里暂不细究这一用词的准确性。

一、可观测宇宙是有限的

顾名思义，“平行宇宙”之间是相互平行而不相互影响的。不考虑量子力学带来的不同演化可能的话，在我们所处的整个时空里，还有哪些与我们相互平行、没有直接因果联系的部分？其中在宇宙学中最常讨论的是两种情况：由于宇宙有限年龄造成的有限粒子视界，以及由于宇宙加速膨胀造成的有限事件视界。

1. 粒子视界

由于因果影响的传播速度不会超过光速，当我们观看远距离外的物体时，看到的并非是它现在的影像，而是之前某一时刻的。例如，织女星距离我们25光年，我们现在看到的织女星就是它25年之前的样子。我们所看到的天体越遥远，其光波发出的时间越早。宇宙大爆炸发生于大约138亿年前，因此我们现在所能看到的最远处来的光波就是宇宙大爆炸时产生的光波，即宇宙微波背景辐射。

考虑到在这段时间里宇宙膨胀了，发出这些光的地方现在与我们的距离就不是138亿光年，而是大约469亿光年（这个值与宇宙膨胀历史有关，因此取不同参数时具体数字会略有出入）。这就是我们此刻所能观测或者说受到影响的宇宙范围，被称为“过去粒子视界”（past particle horizon），简称粒子视界。这并不是说在视界之外就没有空间了，但只有发生在粒子视界之内的事件才可能影响到现在的我们。当然，如果等待更长的时间，那时更遥远处的事件也将影响到我们。

图1. 粒子视界时空示意图

2. 事件视界

宇宙膨胀对我们的可观测范围还产生另一种限制。宇宙膨胀可以理解为空间整体变大。如果在一段时间内，两个原来相距一亿光年的星系经过宇宙膨胀现在相距两亿光年了，那么同一时间内原来相距两亿光年的星系现在就会相距四亿光年。显然，越是离我们遥远的星系，远离我们的速度就越大，速度与距离成正比，这就是哈勃定律，远离速度与距离的比值被称为哈勃常数。

根据测量出的哈勃常数值，在距离我们约140亿光年处，星系的退行速度就将超过光速。不过，这与相对论中光速是信号传播的最大速度并不矛盾，因为这是空间膨胀引起的，其速度是相对于遥远的物体而不是本地的物体。这膨胀速度超过光速的地方称为表观视界（apparent horizon），由于宇宙膨胀速度的影响，在此之外的星系发出的光波将会远离而不是接近我们。这就像我们看着一列火车离开，我们在火车上的朋友即便尽力向车尾方向奔跑，但是因为火车离去的速度很快，我们还是会看到他随着火车远去。当然，如果此时火车停住，他就会开始接近我们。同样地，如果宇宙的膨胀速度减慢，这些光波最终还会传过来。但是，如果火车不断加速，这位朋友就永远跑不过来了。

过去人们曾以为由于万有引力的作用，宇宙膨胀会慢慢减速，因此表观视界只是暂时的。但是在1998年，科学家们发现宇宙的膨胀正在加速，在这种情况下，一定距离以外的光将永远无法传到我们这里。这时，我们只能看到一定范围之内的宇宙，这个范围称为未来事件视界（future event horizon），或简称为事件视界。

通常我们把信号所能传播范围以内的时空称为“可观测宇宙”（Observable Universe），文献中有时就干脆简称其为“宇宙”。这里的所谓“可观测”仅仅是指以真空光速传播的信号所可及的范围，即理论上能观测到的最大宇宙范围，而不论技术上是否有可行的观测手段。

由于上述粒子视界和事件视界的存在，可观测宇宙是有限的，但是在可观测宇宙之外时空还是可以存在的。特别是，如果空间是无限的，时空中将存在大量甚至无穷多的彼此互相没有直接因果联系的部分，这样的不同部分是否能称之为平行宇宙呢？

也许可以这样称呼，但要注意，粒子视界是不断扩大的，因此某一时刻尚未相互影响的时空区域，在未来可能会相互影响，而未来事件视界之外的时空区域，也有可能在过去曾相互影响，还有可能两个区域彼此没有直接的因果影响，但都与夹在二者中间的时空区域有相互的因果影响。另外，在传统的宇宙大爆炸理论中，这些时空区域都有相同的演化（膨胀）历史。因此，称它们为同一宇宙的不同部分似乎更合适一些。

二、暴胀与多重宇宙

在上面的讨论中，我们是以传统的宇宙大爆炸理论为基础，这是在宇宙均匀各向同性的假定下推出的，它是一个使问题大大简化的假设。当然，实际观测也表明对可观测宇宙而言这是一种很接近实际情况的假设。但是，在广义相对论中，时间空间并不是先验地就具有均匀各向同性的性质，而是受物质影响，并可以发生动力演化的，其演化中相互影响的传播同样不超过光速。这样，就有一个让人疑惑的问题：既然在大爆炸宇宙中存在粒子视界，那么超出粒子视界之外的时空区域是怎么实现这种“神同步”的呢？何以在远远超出粒子视界的尺度上，宇宙也是均匀各向同性的？这就是传统宇宙大爆炸理论的“视界问题”。

1980年，古思（Alan Guth）提出了暴胀（Inflation）理论，认为宇宙在极早期（诞生约10-32秒的时候）曾发生了一种非常快速的加速膨胀，线性标度膨胀了至少1025倍，这种理论比较自然地解决了“视界问题”等一系列传统大爆炸理论中的疑难问题。按照这一理论，比我们原来估算的粒子视界大得多的区域在宇宙极早期其实都曾经处在一块非常小的、有因果联系的时空范围内，只是此后的暴胀使其变得非常大，看上去好像超出了粒子视界。这样，这些区域的高度均匀一致就不那么奇怪了。

林德（Andrei Linde）改进了古思的暴胀理论，提出了混沌暴胀理论。这一理论假定，驱动暴胀的标量场有某种相互作用势，如果这种势比较平坦，使其发生缓慢的演化，那么其势能就相当于一种真空能量，可以驱动宇宙暴胀。暴胀场从势能较高的状态向较低的状态逐渐演化，而暴胀就在这一过程中发生，直到最后势能降低到零值时，暴胀场原有的势能转化为动能，产生大量粒子，暴胀结束。在这样的理论中，暴胀的倍数取决于开始时暴胀场的势能，势能越大，倍数越高。

我们可以想象，如果一开始暴胀场的分布是非均匀的，那么宇宙中各不同点所经历的暴胀持续时间和暴胀的倍数可以有很大的不同——比如差几十个数量级。由于暴胀过程中空间急剧增长，那些暴胀持续时间长一些的地方在暴胀结束时，其体积就会远远超过持续时间稍短的地方，这样一来，暴胀的宇宙将形成一种复杂的分形结构，形成一些尺度远大于可观测宇宙的“泡泡”，在这些泡泡内部，时空是均匀各向同性的，但在更大的尺度上却是不均匀的，这些不均匀的区域其宇宙膨胀历史有相当大的不同。

图2. 混沌暴胀宇宙示意图（图片来源：Andrei Linde）

在某些模型中，甚至有可能发生“永恒暴胀”（eternal inflation）: 由于量子力学不确定性原理，暴胀场在演化中有一定的概率使势能增加而非降低。尽管这一概率非常小，但在混沌暴胀所形成的巨大空间内，这一事件仍有机会发生。虽然这种事件只在很少处的很小的空间体积上发生，但那里的暴胀将持续更长的时间，最终生成比周围暴胀先结束之处更大体积的空间。同样，在这部分空间中，暴胀场又有一定几率发生这种“逆天”增长，如此类推，暴胀将永恒地持续下去。在这样的模型中，尽管我们现在所处的可观测宇宙里，暴胀早已在138亿年前结束并转入我们所观测到的大爆炸和之后的膨胀过程，但在这之外，也许有的地方仍在发生暴胀。

在暴胀中可以形成大量的、彼此之间脱离了因果联系的时空区域，而且不同的区域其演化过程可能有相当大的不同，因此一些宇宙学家把它们称之为“多重宇宙”（multiverse），以与传统的“宇宙”（universe）的区别。

三、物理规律与人择原理

除了宇宙膨胀的历史不同外，这些不同区域中所表现的物理规律也有可能是不同的。当然，我们仍然会假定有某种普适的、基本的物理规律支配着所有时空和物质——这是科学的基本出发点。但是，在一定的能量范围内，我们所观察到的物理规律并不一定是最基本的规律。

一个日常生活中熟悉的例子是水，在不同的温度和压力下，它可以表现为固体（冰）、气体（水蒸气），或者液体（水），因而展现不同的物理规律——流体力学和固体力学，尽管从根本上说它们是由水分子组成并服从同一个基本规律——描述电磁相互作用的麦克斯韦方程。

在水这个例子中，被视为更“基本”的电磁相互作用，也不是真正最基本的物理规律，因为电磁相互作用和在核反应中被发现的弱相互作用，都是“电弱相互作用”在较低能量下对称自发破缺后表现出的有效相互作用。同样地，我们现在已知的最基本的相互作用——粒子物理标准模型，很可能也是某种更基本的、但还不为我们所知的理论在较低能量下的有效理论。基本理论中的某些自由度在低能下不会表现出来，这时我们看到的仅仅是低能下的有效理论。

低能有效理论可能并不是唯一的。在宇宙极早期暴胀发生的时候，所涉及的能量很高，系统可能有更多的自由度和更高的对称性。随着宇宙膨胀能量降低，部分自由度冻结，对称性自发破缺，但这种破缺的结果可能不是唯一的，不同的空间破缺场可能会获得不同的取值，这可能导致这些不同的“多重宇宙”的低能有效物理理论也即所表现的物理规律有所不同。也许在另一个“宇宙”或者说暴胀形成的时空区域中，其基本相互作用就根本不是我们所熟悉的这四种，当然，那里所表现的物理规律也将完全不同。

与此密切相关的一个问题是“人择原理”（anthropic principle）。长期以来，一些学者已经在思考这样的问题：在基础的物理理论中有一些基本常数，它们为什么会取某些特定的值？例如，为什么精细结构常数大约是1/137？又比如我们现在观测到的暗能量是宇宙学常数，它为什么比普朗克密度小123个数量级？

传统研究纲领是试图从更基本的物理学规律解释观测到的常数，例如从电磁学以及电子和核子的基本性质，尝试解释氢、氧乃至水的性质。但是，另一种考虑这些问题的方式是，如果这些常数取值不同，那么我们的宇宙将有很大的不同，也许在这样的宇宙中将无法产生智慧生命，当然也就不会有我们询问这样的问题！比如，如果在某个宇宙中宇宙学常数的值比较大而其它条件不变，那么这样的宇宙也许会在大爆炸结束后很快进入加速膨胀，而没有足够的时间形成恒星、星系等结构，当然也就更无法产生生命。因此，我们所观测到的宇宙学常数的取值必定是要使得生命能够产生。

曾因提出电弱统一理论而获诺贝尔奖的史蒂文·温伯格（Steven Weinberg）从人择原理角度考虑，解释了宇宙学常数远小于普朗克密度的现象，甚至以多重宇宙中的观测者数量（假定观测者数量正比于星系数量）为权重，给出了一个与实际测量值数量级相近的估计。

显然，要运用人择原理，前提是要存在大量的“多重宇宙”，并在其中实现各种不同的物理。

一个多重宇宙理论的例子是在超弦理论中，时空是十维的，然而我们所能察觉的时空则是四维的，其余六维不可见空间则由数学上的卡拉比-丘（Calabi-Yau）流形描述。可能存在的不同的卡拉比-丘流形数量非常之多，而且在卡拉比-丘流形上，又可能存在缠绕的膜（brane）和对应的磁场通量，这些磁场通量可以使描述这些额外维度空间的模场（moduli field）稳定，但各种不同的卡拉比-丘流形和磁通量组合形成非常多的伪真空（false vacuum）——宇宙学常数不等于零的真空，这种不同的伪真空被称为弦论景观（string theory landscape）。在暴胀结束后形成的泡泡中，可以实现景观中的不同点，从而形成大量不同的宇宙。

四、总结

对于“平行宇宙”或“多重宇宙”这个概念，科学界是有许多质疑和争议的。抛开前面所说的词语上的争论（这些完全可以称为宇宙的不同部分而不必称为不同的宇宙），一个主要的问题是能否在实验或观测上检验这一概念。科学之所以能不断取得进步，其关键在于理论预言能够用实验或观测加以检验，一个理论是否具有可证伪性甚至被认为是判断其否是为科学理论的试金石。

对某些特定的多重宇宙模型，在引入一些特殊假定情况下，可以给出一些间接的检验，但一般说来，多重宇宙或平行宇宙的是没有办法直接用实验方法加以检验的，因此，这样的概念既无法证实也无法证伪。美国科学家斯坦哈特（Paul Steinhardt）认为，按照多重宇宙和人择原理的逻辑，几乎任何现象都是理论所允许的，因此这样的理论无法给出可验证的预言，在这样的方向上投入研究力量毫无意义。

但另一方面，笔者认为也应看到，现在研究者们提出多重宇宙一般并非作为理论出发点，而往往是其理论的推论，至少他们的理论本身原则上还有别的验证方法，因此如果这些理论预言能得到部分实验的证实，也可以为多重宇宙给出间接证据。

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赛先生系今日头条签约作者

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