А как же свернутые измерения? Вспомним, что в М-теории точная форма оставшихся свернутых измерений — внутреннее пространство — определяет как значения физических величин вроде заряда электрона, так и природу взаимодействия между элементарными частицами, то есть природные силы (они называются фундаментальными взаимодействиями в природе). Все это было бы прекрасно, если бы М-теория позволяла измерениям свертываться только в одну форму или хотя бы в несколько, из которых все, кроме одной, можно было бы каким-то образом исключить и остаться только с одной формой, приемлемой для очевидных законов природы. Но существуют амплитуды вероятности для, возможно, 10>500 различных внутренних пространств, и в каждом случае дело сводится к своим собственным законам и величинам для физических констант.
Если строить историю Вселенной «снизу вверх», то нет причины, по которой Вселенная должна прийти к такому внутреннему пространству для взаимодействия частиц, какое мы наблюдаем сегодня, — к Стандартной модели (взаимодействия элементарных частиц). Но если строить ее «сверху вниз», то мы считаем, что существует множество вселенных со всеми возможными внутренними пространствами. В некоторых вселенных электроны весят как мяч для гольфа, а сила гравитации сильнее магнетизма. К нашей Вселенной применима Стандартная модель со всеми ее параметрами. Можно рассчитать амплитуду вероятности для внутреннего пространства, приводящую к Стандартной модели на основе условия безграничности. Как и в случае с вероятностью существования вселенной с тремя большими пространственными измерениями, не важно, насколько мала эта амплитуда по сравнению с другими, ведь мы уже заметили, что Стандартная модель описывает нашу Вселенную.
Теорию, о которой мы рассказываем в этой главе, можно проверить. Ранее уже говорилось, что относительные амплитуды вероятности не имеют значения для радикально различающихся вселенных, например таких, у которых другое число больших пространственных измерений. Однако относительные амплитуды вероятности для соседних (то есть похожих) вселенных важны. Условие безграничности предполагает, что амплитуда вероятности наиболее велика для тех историй, в которых вселенная начинается абсолютно однородной. Для более неоднородных вселенных амплитуда уменьшается. Это означает, что ранняя вселенная была почти равномерной, но с небольшими неоднородностями. Мы уже отмечали, что эти неоднородности можно наблюдать как небольшие отклонения от фоновой величины микроволнового излучения, приходящего с различных направлений неба. Было обнаружено, что эти отклонения точно согласуются с общими требованиями инфляционной теории.