Где заканчивается то, что мы можем увидеть, — и где начинается чистая спекуляция? Путешествие к самому краю космологического знания: от наблюдаемого горизонта до вопросов, на которые сама физика пока не даёт ответа.
«Насколько велика Вселенная?» звучит как простой вопрос — но это не так, потому что на самом деле он может означать две разные вещи. Наблюдаемая Вселенная — это сфера вокруг нас, из которой свет вообще успел дойти до нас с момента Большого взрыва. Её граница — не физическая стена, а дата: всё, что находится дальше, вероятно, существует, но его свет ещё не достиг нас. Вселенная в целом, напротив, может быть намного больше этого видимого участка — или даже бесконечной. Наблюдения не могут показать это напрямую, поскольку мы в принципе способны измерить лишь ту часть, из которой до нас доходит свет.
Эта двусмысленность — причина, по которой понятие «край Вселенной» в популярных изложениях часто вызывает путаницу. Скорее всего, края в смысле кромки или стены не существует нигде — ни у наблюдаемой Вселенной (которая лишь отмечает предел нашего наблюдения), ни у Вселенной в целом (которая, похоже, попросту не нуждается в границе — конечна она или бесконечна).
Любое утверждение о Вселенной за пределами нашего горизонта наблюдения опирается на допущение, которое невозможно доказать напрямую: космологический принцип. Он гласит, что в крупных масштабах Вселенная повсюду выглядит примерно одинаково (однородность) и не выделяет ни одного направления (изотропность) — то есть Земля не занимает какого-то особого места наблюдения. Все измерения в пределах наблюдаемого пока подтверждают это допущение, но гарантировать его они не могут: по своей природе мы видим лишь один-единственный участок.
От нашей Солнечной системы до края наблюдаемого лежит более 25 порядков величины расстояния. Каждая оболочка на этой диаграмме отмечает космическую структуру более высокого порядка — а на самом краю показаны тонкие, но принципиальные различия между тремя понятиями, которые в космологии часто используют как синонимы, хотя они таковыми не являются.
Примечательно: горизонт событий находится внутри наблюдаемой Вселенной, а не за её пределами. Наблюдаемая Вселенная собирает свет из всего прошлого и потому соответственно велика; горизонт событий описывает, насколько далеко мы вообще ещё сможем что-либо увидеть или на что-то повлиять в будущем — и относительно сжимается, поскольку тёмная энергия ускоряет расширение. Галактики, которые сегодня ещё видимы, со временем скроются за этим горизонтом.
Одна лишь классическая модель Большого взрыва не объясняет два наблюдения: почему космическое фоновое излучение имеет почти одинаковую температуру во всех направлениях, хотя удалённые области никогда не успели бы термически уравновеситься (проблема горизонта)? И почему геометрия Вселенной настолько близка к идеально плоской, хотя любое малое отклонение должно было экспоненциально усиливаться на протяжении миллиардов лет (проблема плоскостности)? В 1980/81 году физик Алан Гут предложил решение: фазу чрезвычайно быстрого расширения сразу после Большого взрыва.
Изначально инфляция была специально придуманным решением для двух проблем — но с тех пор она также предсказала независимо подтверждённые детали космического фонового излучения, например точный статистический характер его крошечных температурных колебаний. Это делает инфляцию гораздо больше, чем просто «заплаткой»: это одна из наиболее проверенных идей ранней космологии, даже если точная природа поля инфлатона остаётся неизвестной.
Общая теория относительности допускает три фундаментальные геометрии пространства в зависимости от параметра плотности Ω: замкнутую и сферическую (Ω>1), открытую и гиперболическую (Ω<1) или строго плоскую (Ω=1). В 2018 году спутник ESA «Планк» измерил крошечные температурные колебания космического фонового излучения — распределение их размеров чувствительно зависит от кривизны пространства, через которое свет шёл 13,8 миллиарда лет.
Результат: параметр кривизны Ω_K составляет 0,0007 ± 0,0037 (при 95 %-й доверительной вероятности) — статистически неотличимо от нуля. Таким образом, наблюдаемая Вселенная плоская в пределах точности измерений. Это не исключает очень слабую кривизну с радиусом, намного превышающим наблюдаемую Вселенную, — именно этого и следовало бы ожидать, если бы инфляция (глава 03) почти, но не полностью растянула исходную кривизну.
Все нижеследующие идеи математически обоснованы и обсуждаются серьёзными физиками — но ни одна из них пока не делает проверяемого, фальсифицируемого предсказания о нашей собственной наблюдаемой Вселенной. Именно в этом их принципиальная проблема: если другая вселенная по определению никогда не наблюдаема, никакое наблюдение не сможет опровергнуть эту гипотезу — а это ключевой критерий того, что вообще считается естественнонаучной теорией по Карлу Попперу. Поэтому многие физики рассматривают модели мультивселенной как спекулятивные, но заслуживающие внимания следствия устоявшихся теорий — а не как подтверждённую физику.
Физик Джордж Эллис и другие утверждают, что чистые гипотезы мультивселенной переходят границу метафизики до тех пор, пока не дают проверяемых следствий для нашей Вселенной. Сторонники же возражают: принимать ненаблюдаемые следствия в остальном хорошо проверенной теории (такой как инфляция) методологически не является чем-то необычным — это делают и при других физических экстраполяциях. Спор не решён и по сей день.
То, как закончится Вселенная, решающим образом зависит от того, как тёмная энергия будет вести себя в космологических временных масштабах — эту тему подробнее рассматривает предыдущая тематическая страница о тёмной материи и энергии. Здесь — лишь четыре наиболее обсуждаемых сценария будущего, упорядоченные по их сегодняшней правдоподобности.
То, что расширение ускоряется, а не замедляется — как можно было бы ожидать из-за гравитации всей материи, — стало неожиданностью в 1998 году. Две независимые команды измерили сверхновые типа Ia, чья абсолютная светимость известна, и обнаружили, что далёкие экземпляры светили слабее, чем допускало бы равномерно замедляющееся расширение Вселенной, — то есть они находились дальше, чем предсказывает замедляющаяся модель. В 2011 году это открытие было удостоено Нобелевской премии по физике. Оно по сей день остаётся главной эмпирической опорой для существования тёмной энергии, а значит, и для сценария «большого замерзания» как наиболее вероятного варианта будущего.
Три идеи, на примере которых видно, насколько космологическое мышление непривычно по сравнению с повседневной интуицией.
Не потому, что мы движемся сквозь пространство, — а просто потому, что течёт время. Чем дальше в прошлом Большой взрыв, тем больше времени было у света из всё более удалённых областей, чтобы дойти до нас. С каждой прошедшей секундой до нас буквально доходит новый свет из ещё более дальних краёв, и сфера наблюдаемого растёт — независимо от того, движется ли сама Земля и с какой скоростью.
Для многих физиков этот вопрос, возможно, вообще поставлен некорректно — не потому, что ответ неизвестен, а потому, что «до» — это временнóе понятие, а само время, согласно общепринятым моделям, начинает существовать лишь вместе с Большим взрывом. Спрашивать, что было до этого, было бы такой же категориальной ошибкой, как спрашивать, что находится севернее Северного полюса. Такие модели, как «предложение без границ» Хартла и Хокинга, пытаются выразить именно это математически: время «закругляется», а не начинается резко в одной точке. Ни одна из этих моделей не доказана.
В то время как наблюдаемая Вселенная имеет радиус порядка 10²⁶ метров, планковская длина (1,6 × 10⁻³⁵ м) считается наименьшим физически осмысленным расстоянием — за этим пределом наши представления о гладком пространстве перестают работать, поскольку должны доминировать квантовые эффекты гравитации. Таким образом, между наименьшим и крупнейшим известными масштабами лежит около 61 порядка величины — диапазон, который человеческое воображение способно охватить лишь числами, но уже не образами.