На что похож краешек Вселенной?

    Существуют порог, за который мы и не можем выйти, существуют вещи, которых мы ни разу и не узнаем. Однако кое-что мы знаем, и у нас существуют массивные инструменты: наука, воображение, анализ. 13,8 млрд годов назад Вселенная, какой же мы ее знаем, родилась в жарком Огромном Взрыве. С течением времени место расширилось, материя прошла сквозь гравитационное притяжение и вышло то, что вышло. Однако всему, что мы лицезреем, существуют рубеж. На конкретном расстоянии галактики исчезают, суперзвезды гаснут и никакие сигналы дальней Вселенной узреть нельзя. Что покоится за сиим пределом? Ежели Вселенная ограничена в объеме, существуют ли у нее граница? Достижима ли она? На что похож краешек Вселенной?

    Дабы ответить на этот вопросец, надо начать с тамошнего, где мы находимся ныне, и постараться заглянуть эдак далековато, как только сможем.

    Вселенная полна кинозвезд практически у нас под боком. Однако ежели пройти все больше 100 000 световых лет, вы покинете Млечный Путь. За ним будет море галактик: может быть, два триллиона галактик в общей трудности можно определить в нашей наблюдаемой Вселенной. Они представлены в огромном многообразии типов, форм, объемов и масс. Однако когда вы заглядываете все далее и далее, вы начинаете подмечать кое-что удивительное: чем далее галактика, тем самым вероятнее, что она будет все меньше, легче и ее суперзвезды будут голубоватыми.

    Это же обретает смысл в контексте тамошнего, что у Вселенной существовало начало: рождение. Денек рождения Вселенной — это же Объемной Взрыв. Галактика, которая относительно близка к нам, будет близка по возрасту к самой Вселенной. Однако ежели мы следим на галактику за млрд световых лет, свет от нее был должен пройти млрд лет, дабы достигнуть наших очей. Галактика, свет которой будет идти к нам 13 млрд лет, будет возрастом все меньше млрд лет, потому чем далее мы следим, тем самым далее обратно во времени мы заглядываем.

    Снимок свыше воображает собой Hubble eXtreme Deep Field (XDF), самое глубочайшее изображение дальней Вселенной. На этом снимке тыщи галактик, находящихся на большом расстоянии от нас и друг от друга. Однако чего же и не узреешь обыденным взором, эдак это же тамошнего, что у каждой галактики существуют ассоциированный с ней диапазон, в каком туча газа поглощает свет конкретной длины волны зависимо от физики атома. По мере расширения Вселенной длины волн вытягиваются, потому дальние галактики кажутся краснее, чем являются на деле. Эта физика дозволяет нам измерять расстояние перед началом их, и когда мы определяем расстояния, самые отдаленные галактики оказываются самыми молодыми и миниатюрными.

    Кроме галактик мы ожидаем определить там первые суперзвезды, а уж потом ничего, за исключением нейтрального газа, так как Вселенной и не хватало времени, дабы сбить вещество в довольно плотное состояние для формирования кинозвезд. Миллионы годов назад излучение во Вселенной существовало так жарким, что нейтральные атомы и не могли образоваться, и фотоны безпрерывно отскакивали от заряженных частиц. Когда сформировались нейтральные атомы, свет ординарно тек по прямой нетленно, и не подчиненный ничему, за исключением расширения Вселенной. Открытие сего послесвечения — галлактического микроволнового фона — более 50 годов назад предстало бесповоротным доказательством Немалого Взрыва.

    Там, где мы ныне, мы можем глядеть в любом направлении, которое выберем, и созидать там одну и ту самую же разворачивающуюся галлактическую историю. Сейчас, спустя 13,8 млрд лет опосля Немалого Взрыва, мы имеем суперзвезды и галактики в них сегодняшней форме. Ранее галактики были все меньше, синеватое, молодее и наименее развитыми. Перед началом их были первые суперзвезды, а уж гораздо ранее — ординарно нейтральные атомы. Перед началом нейтральных атомов существовала ионизированная плазма, а уж гораздо ранее — вакантные протоны и нейтроны, спонтанное производство материи и антиматерии, вакантные кварки и глюоны, все нестабильные крупицы Обычной фотомодели и, в конце концов, момент наибольшего Взрыва. Глядеть далее в космос — означает, глядеть далее обратно во времени.

    Хотя это же измеряет нашу наблюдаемую Вселенную — с теоретической границей Немалого Взрыва, расположенной в 46,1 светового года от нашего сегодняшнего положения — реальной границей космоса это же и не является. Заместо сего мы имеем ординарно границу во времени; существуют рубеж тамошнему, что мы можем созидать, так как скорость света дозволила инфы продвинуться лишь на это же расстояние за 13,8 млрд лет. Это же расстояние превосходит 13,8 млрд световых лет, так как ткань Вселенной расширилась (и продолжает расширяться), однако все гораздо ограничена. Однако как только насчет тамошнего, что существовало перед началом Немалого Взрыва? Что вы заметили бы, если б каким-то образом заглянули на крохотную долю секунды перед началом тамошнего, как только Вселенная оказалась на пике собственной самой высочайшей энергии, жаркой и плотной, тотальной материи, антиматерии и излучения?

    Вы заметили бы, что было состояние галлактической инфляции: когда Вселенная расширялась максимально резво и внутри нее преобладала энергия, присущая самому месту. Место расширялось экспоненциально в это же время, когда оно существовало вытянуто плоским, когда оно имело всюду одни и те самые характеристики, когда флуктуации квантовых полей, присущих месту, пронизывали всю Вселенную. Когда инфляция закончилась, жаркий Объемной Взрыв заполнил Вселенную материей и излучением, породив ту самую часть Вселенной — наблюдаемую Вселенную — которую мы лицезреем сейчас. 13,8 млрд лет спустя мы тут.

    Однако необходимо отметить, что нет ничего такого особенного в нашем месте, ни в пространстве, ни во времени. Тамошний факт, что мы можем созидать за 46 млрд лет, и не выполняет эту границу либо пространство кое-чем особым; это же ординарно рубеж тамошнего, что мы можем созидать, сам по самому себе. Если б мы могли каким-то образом предпринять «снимок» всей Вселенной, выйти за границы наблюдаемой части, мы заметили бы все то же самое, что имеет наша Вселенная. Мы заметили бы огромную галлактическую сеть галактик, накоплений, ниток и галлактических пустот, выходящих далековато за границы относительно маленького региона, который мы можем созидать. Хоть какой наблюдающий в хоть какой области заметили бы определенно этакую же Вселенную, что и мы.

    Отдельные детали будут, конечно же, различными. Будет иная галлактика, галактика, здешная группа и т.д.. Однако Вселенная сама по самому себе и не является консервативной в объеме; ограничена лишь наблюдаемая часть. Конкретно граница во времени — Объемной Взрыв — отделяет нас от всего прочего. Мы можем подойти к данной границе лишь с применением телескопов (кои умеют узреть раннюю Вселенную) и теории. Пока что мы и не выясним, как только обойти стремящийся вперед поток времени, это же будет нашим одиним-единственным подходом, методом узреть «край» Вселенной. Однако космос безграничен.