Тут-то и зарыта собака. Предположим, что мы размещаем в пространстве детекторы, один из которых пошлет в момент T0 сигнал о поимке электрона. Это означает, что вероятность нахождения отслеживаемой частицы в этот момент в месте расположения детектора тут же превращается в единицу, тогда как вероятность ее появления в любом другом месте и в иное время сразу падает до нуля. Но если бы мы решили уравнение Шредингера до срабатывания детектора, то оказалось бы, что волновая функция непрерывно распределена во времени и пространстве (в принципе она не равна нулю даже в туманности Андромеды и в эпоху динозавров). Выходит, что акт измерения мгновенно модифицирует волновой вектор, причем не гладко, а с разрывом. Эту модификацию называют коллапсом волновой функции или редукцией волнового пакета. Однако все дело в том, что уравнение Шредингера просто не имеет подобных «коллапсирующих» решений. Так что же происходит с волновой функцией в процессе измерения и как эти процессы описать на языке квантовой механики?

Этим вопросом задавались многие. С точки зрения стандартной, так называемой копенгагенской интерпретации квантовой механики, проблема разрешается просто. Измерение – это акт взаимодействия квантового объекта с классической системой, в результате которого она переходит от одного макросостояния к другому (в нашем примере речь идет об электроне и детекторе, но понятие измерения в квантовой механике куда шире). Поэтому измерение и не должно описываться шредингеровским уравнением, которое действует лишь в чисто квантовой зоне. Копенгагенская интерпретация принимает редукцию как объективную данность и фактически вводит ее в рассмотрение особым постулатом, который не вытекает из уравнения Шредингера, но, строго говоря, и не противоречит ему. На этом постулате основан хорошо разработанный формальный аппарат расчетов поведения квантовомеханических объектов, дающий результаты, стопроцентно совпадающие с данными эксперимента.

Однако этот подход все же не удовлетворяет многих физиков, а в особенности философов. Поэтому не приходится удивляться периодически предпринимаемым поискам такой интерпретации квантовых измерений, которая не нуждалась бы в редукционном постулате. Поиски ведутся с немалой изобретательностью и подчас дают весьма остроумные решения, но за недостатком места я вынужден ограничиться интерпретацией Эверетта. Он разделался с редукцией весьма радикально, попросту отказав ей в праве на существование. С его точки зрения волновая функция вообще никогда не коллапсирует! Существует бесконечное множество параллельных и равноправных «копий», «воплощений» физической реальности. Волновая функция описывает единый квантовый Мир, который представляет собой суперпозицию бесконечного числа своих возможных состояний. В процессах измерений он расслаивается на классические «отображения», в которых и оперируют наблюдатели (то есть мы с вами). Любой возможный результат каждого конкретного измерения с разной степенью вероятности реализуется в той или другой из этих альтернативных проекций.

В определенном смысле интерпретация Эверетта проще копенгагенской, поскольку обходится без постулирования коллапса волновой функции. Но за эту простоту приходится платить немалую цену, допуская постоянное расслоение классических миров. Любопытно, что вопрос о том, почему мы не ощущаем их присутствия, имеет весьма убедительный ответ (найденный, правда, не Эвереттом).

Можно допустить, что различные ветви единой волновой функции, которые описывают эти миры, осциллируют во времени не в фазе и поэтому друг для друга как бы не существуют. Это решение основано на элегантной концепции декогерентности, которую в 1970 году предложил немецкий физик Дитер Цех (Dieter Zeh).

Профессиональное сообщество поначалу проигнорировало эвереттовскую идею, сочтя ее беспочвенной фантазией. Ситуация изменилась после того, как к ней проявили интерес такие крупные физики, как Брюс де Витт (Bruce DeWitt) и особенно Джон Уилер (John Wheeler), «отец» теории черных дыр и, к слову сказать, учитель Эверетта. После их работ эту идею и стали именовать интерпретацией многих миров (many-worlds interpretation). Вообще-то такое название скорее способно ввести в заблуждение, правильнее было бы говорить не о «многомировой», а о «многопроекционной» картинке, но традиция уже сложилась.

Интерпретация Эверетта парадоксальна, что очень импонирует глубоким умам. Однако при всей своей элегантности она не вводит новых физических объектов, существование которых можно было хотя бы косвенно подтвердить или опровергнуть на опыте. Более того, все физические расчеты, выполненные на основе копенгагенской и эвереттовской интерпретаций, дают идентичные результаты. Правда, некоторые энтузиасты последней (например, оксфордский физик, автор пионерских работ по квантовым компьютерам Дэвид Дoйч [David Deutsch]) надеются, что она поможет становлению квантовой теории гравитации, но пока это только слова, не подкрепленные вычислениями.

В общем, не приходится удивляться, что отношение большинства физиков к идее Эверетта определяется непреходящей житейской мудростью: «Мне бы ваши заботы, господин учитель». В конце концов, в контексте профессиональных интересов специалистов по физике твердого тела, ядерной материи или оптики квантовая механика сводится к набору уравнений и способов их решения. Ученик Пола Дирака (Paul Dirac) Джон Полкингхорн (John Polkinghorne), променявший блестящую карьеру физика-теоретика на принесшие ему мировую известность занятия теологией, как-то выразился в том смысле, что типичный специалист по квантовой механике не более философичен, нежели типичный автослесарь. Однако верно и то, что интерес к основам квантовой механики сейчас на подъеме, и в этой связи Эверетта вспоминают куда чаще, чем пару десятилетий назад.

Авторы новейших гипотез Мультивселенной танцуют совсем от других печек. Они строят свои рассуждения на базе очень красивой модели Большого Взрыва (Big Bang), предложенной в 1980 году Аланом Гутом (Alan Guth) и вскоре серьезно модифицированной Андреем Линде, Полом Стейнхардтом (Paul Steinhardt) и Андреасом Албрехтом (Andreas Albrecht). Согласно этому сценарию, в самом начале свого существования наша Вселенная (о других мирах речь тогда не шла) испытала кратковременное, но чрезвычайно быстрое расширение, в ходе которого ее размеры росли пропорционально экспоненциальной функции времени. Эта стадия эволюции Космоса называется инфляционной (inflation – раздувание), поэтому и все направление именуют инфляционной космологией.

По современным представлениям, инфляция началась через 10–43 секунды после Большого Взрыва. На этом этапе существовал только физический вакуум, первичное скалярное поле, параметры которого сильно менялись из-за квантовых флуктуаций (этот загадочный субстрат образно называют пространственно-временной пеной). Для определенности будем говорить только об одном-единственном поле, хотя в более реалистичных моделях это ограничение отброшено. Какая-то из флуктуаций привела к тому, что интенсивность поля достигла острого локального пика, после чего стала спадать. Этот подскок как раз и создал условия для выхода на инфляционный режим. В итоге возник молниеносно расширяющийся пузырек с первоначальным диаметром 10–33 см, который и стал зародышем нашей Вселенной.

Инфляция пузырька-предтечи была очень недолгой, менее 10–34 с. За это ничтожно малое время его поперечник неизмеримо вырос, насколько именно – предмет спора теоретиков (скажем, оценка «в 1050 раз» считается еще очень скромной). Во всяком случае, Вселенная на этой стадии приобрела вполне макроскопические размеры. Далее она эволюционировала в соответствии с моделью Фридмана, в которой скорость расширения приблизительно пропорциональна квадратному корню из средней плотности материи и потому постепенно падает. Когда возраст Вселенной достиг 6,5 млрд. лет, на смену фридмановскому режиму пришла эволюция иного рода, первую модель которой в 1917 году построил голландский астроном Виллем де Ситтер (Willem de Sitter). Темп расширения не только перестал падать, но, напротив, начал возрастать, что мы сегодня и наблюдаем.