很难描述宇宙事务的状态，当时所有的东西都被压缩到比这句话末尾的时期略小的尺寸——因为时间和空间的概念还没有真正适用。但这一挑战并没有阻止理论天体物理学家劳拉·默西尼-霍顿博士在已知宇宙的边缘和更远的地方寻求知识。在她的新书《大爆炸之前》中，Mersini-Houghton 讲述了她在共产主义阿尔巴尼亚的早年生活，以及她在男性主导的天体物理学领域声名鹊起的职业生涯，并讨论了她对多元宇宙的研究，这可能从根本上改写我们对现实。
摘自《宇宙大爆炸之前：宇宙的起源及其背后的真相》 ，劳拉·默西尼-霍顿。由水手图书出版。版权所有 © 2022 Laura Mersini-Houghton。版权所有。
对宇宙创造等问题的科学研究，我们既不能在实验室观察也不能复制和测试，类似于侦探工作，因为它们依赖直觉和证据。就像侦探一样，随着拼图的碎片开始落入适当的位置，研究人员可以直观地感觉到答案很接近。这就是我作为 Rich 的感觉，我试图弄清楚我们如何测试我们关于多元宇宙的理论。从理性上讲，这似乎是一个远大的目标，但直觉上，它似乎是可以实现的。
最后，一个潜在的解决方案击中了我。我意识到测试和验证这一理论的关键隐藏在量子纠缠中——因为退相干和纠缠是同一枚硬币的两个方面！当我们的波宇宙与其他宇宙纠缠在一起时，我可以将创世故事一路倒回到它的量子景观根源。
我已经知道，宇宙波函数分支（然后成为单个宇宙）的分离——退相干——是由它们与波动环境浴的纠缠引发的。现在我想知道我们是否可以计算并找到今天印在我们天空上的这种早期纠缠的任何痕迹。
这听起来可能很矛盾。大爆炸之后这么久，我们的宇宙怎么可能仍然与所有其他宇宙纠缠在一起？我们的宇宙一定在它的量子婴儿期就与它们分离了。但当我与这些问题搏斗时，我意识到有可能拥有一个早已解聚但仍保留其幼稚“凹痕”的宇宙——由于与其他已被纠缠在一起的幸存宇宙相互作用而导致的形状微小变化我们在最早的时刻——作为可识别的胎记。它最初纠缠的伤痕在我们今天的宇宙中应该仍然可以观察到。
关键在于时机。我们的波宇宙正在退相干，而下一阶段粒子宇宙正在经历它自己的宇宙膨胀并开始存在。我们今天在天空中观察到的一切都是从最初时刻产生的原始波动中播种的，这些波动发生在最小的可测量时间单位，远小于一秒。原则上，在那些时刻，当纠缠被消灭时，它的签名本可以印在暴胀及其波动上。我想象中的那种伤痕有可能就是在这短暂的时间里形成的。如果有的话，它们应该在天空中可见。
了解纠缠如何形成疤痕并没有你想象的那么复杂。我首先尝试在脑海中描绘出纠缠在我们的天空中留下的疤痕。我从宇宙波函数的分支中想象了所有幸存的宇宙，包括我们的，一束粒子散布在量子多元宇宙周围。因为它们都包含质量和能量，所以它们通过引力相互作用（拉动），就像牛顿苹果通过与地球质量相互作用而弯曲其运动路径，从而将其引导至地面。然而，这个苹果也被月亮、太阳、我们太阳系中的所有其他行星以及宇宙中的所有恒星所吸引。地球的质量具有最强的力，但这并不意味着这些其他力不存在。纠缠在我们的天空上留下的净效应被其他婴儿宇宙对我们的宇宙的联合拉动所捕捉。类似于著名的苹果上恒星的微弱拉动，目前，与宇宙膨胀的迹象相比，我们宇宙中纠缠的迹象非常小。但他们还在那里！
我承认……我一想到我可能有办法在我们的视野之外和宇宙大爆炸之前一瞥，我就兴奋不已！通过计算和跟踪我们天空中的纠缠的提议，我很可能第一次确定了一种测试多元宇宙的方法。这个想法最让我激动的是它有可能使几个世纪以来我们认为不可能的事情成为可能——一个观察窗口，可以一窥宇宙之外的空间和时间，进入多元宇宙。我们不断膨胀的宇宙提供了最好的宇宙实验室来寻找有关其婴儿期的信息，因为我们今天在宇宙中以大尺度观察到的一切在它的开始时也存在。我们宇宙的基本元素不会随着时间的推移而消失；它们只是随着宇宙的膨胀而重新调整它们的大小。
这就是为什么我想用量子纠缠作为我们理论的试金石：量子理论包含一个近乎神圣的原则，称为“统一性”，它指出任何关于系统的信息都不会丢失。单一性是信息守恒定律。这意味着我们的宇宙与其他幸存的宇宙早期量子纠缠的迹象今天必须仍然存在。因此，尽管有退相干性，纠缠却永远无法从我们宇宙的记忆中抹去。它存储在其原始 DNA 中。此外，这些符号从我们的天空诞生之日起就已经编码在我们的天空中，从宇宙开始作为景观中的波浪开始。随着宇宙成为其婴儿自我的更大版本，这种早期纠缠的痕迹只会随着宇宙的膨胀而延伸。
我担心这些因暴胀和宇宙膨胀而被拉伸的特征会非常微弱。但是在统一性的基础上，我认为无论它们多么微弱，它们都以局部违反或偏离宇宙膨胀预测的均匀性和同质性的形式保存在我们天空的某个地方。
里奇和我决定计算量子纠缠对我们宇宙的影响，以确定是否留下任何痕迹，然后将它们从婴儿期快进到现在，并预测我们应该在天空中寻找什么样的伤疤.如果我们可以确定我们需要在哪里寻找它们，我们可以通过将它们与实际观察结果进行比较来测试它们。
Rich 和我在东京的一位物理学家 Tomo Takahashi 的帮助下开始了这项调查。我第一次认识 Tomo 是在 2004 年的 UNC 教堂山，当时我们重叠了一年。他是一名博士后，即将在日本担任教职，而我刚到 UNC。我们很享受互动，我看到了 Tomo 为他的工作所保持的高标准以及他对细节的难以置信的关注。我知道他熟悉我们需要的计算机模拟程序，以便将基于我们的理论的预测与有关宇宙中物质和辐射特征的实际数据进行比较。 2005 年，我打电话给 Tomo，他同意与我们合作。
Rich、Tomo 和我决定开始搜索的最佳地点是 CMB——宇宙微波背景，大爆炸的余辉。 CMB是宇宙中最古老的光，是贯穿整个宇宙历史的宇宙“以太”。因此，它包含了宇宙生命中第一毫秒的独家记录。而这个无声的创造见证今天仍然在我们身边，使它成为一个无价的宇宙实验室。
我们现在宇宙中 CMB 光子的能量很低；它们的频率在微波范围（160 GHz）附近达到峰值，就像您加热食物时厨房微波炉中的光子一样。从 1990 年代至今的三项主要国际科学实验——COBE、WMAP 和普朗克卫星（第四颗即将进行中）——已经对 CMB 及其微弱的波动进行了精确测量。我们甚至在地球上遇到了 CMB 光子。的确，看和听CMB曾经是旧电视机时代的日常体验：在换台时，观众会以静态的形式体验CMB信号——电视上出现的模糊、嗡嗡作响的灰白色斑点屏幕。
但是，如果我们的宇宙纯粹是从能量开始的，那么我们能从 CMB 光子中看到什么给我们提供了宇宙的新生图像？在这里，量子理论，特别是海森堡的不确定性原理，提供了答案。根据不确定性原理，表现为暴胀初始能量波动的量子不确定性是不可避免的。当宇宙停止膨胀时，它突然充满了膨胀能量的量子波动波。整个波动范围，有些有质量，有些没有，被称为密度扰动。这个光谱中较短的波，那些适合宇宙内部的波，根据它们的质量变成光子或粒子（反映波粒二象性现象）。
宇宙结构中的微小震动会在引力场中引起微弱的涟漪或振动，即所谓的原始引力波，它包含有关发生何种特定暴胀模型的信息。它们非常小，大约是 CMB 光谱强度的 100 亿分之一，因此更难观察。但它们保存在 CMB 中。