Может ли Вселенная быть бесконечной?

Возраст Вселенной составляет 13,8 миллиарда лет, а это значит, что свету с самого дальнего края наблюдаемой Вселенной потребовалось 13,8 миллиарда световых лет, чтобы достичь нас. Но за это время Вселенная продолжала расширяться, и хотя сегодня учёные считают, что скорость этого расширения падает, из-за того, что по всему объёму Вселенной постоянно появляется новое пространство, воспринимаемая скорость разбегания далёких объектов постоянно растёт. Сейчас край наблюдаемой Вселенной переместился и находится на расстоянии 46,5 миллиарда световых лет.

Это огромное пространство включает в себя, по разным оценкам, от 200 миллиардов до 2 триллионов галактик. И в каждой галактике в среднем насчитывается около 100 миллиардов звёзд.

Учёные используют различные инструменты и методы, называемые «лестницей космических расстояний", для оценки расстояний между объектами в необъятном космосе. Они начинают с расстояний, которые можно измерить напрямую. Например, с помощью отражения радиоволн от близлежащих тел в Солнечной системе, отмечая время, необходимое для возвращения волн на Землю.


Лестница космических расстояний

Для расстояний, которые труднее измерить, например, для галактик на границе Вселенной, астрономы используют выводы, основанные на расчётах и наблюдениях. Например, они используют «измерение параллакса», которое основано на измерении смещения звезды относительно объектов на её фоне, а также «подгонку к главной последовательности» ^[1], которая использует наши знания о звёздной эволюции. Знание того, как яркость связана с расстоянием, имеет первостепенное значение для определения местоположения далёких объектов. Так же как и анализ красного смещения, который включает в себя измерение изменений в длине волн света, исходящего от далёких галактик.

Когда объект удаляется от нас, идущий от него свет меняет характеристики, его длина волны увеличивается, то есть смещается в красную сторону спектра. Этот эффект называется красным смещением. Красное смещение объекта измеряется путём изучения линий поглощения или излучения в его спектре. Эти линии уникальны для каждого элемента периодической таблицы, а расстояние между ними остаётся постоянным. Когда объект в космосе движется к нам или от нас, линии можно обнаружить на других длинах волн, чем если бы объект не двигался (относительно нас).

Классы звёзд

Космологическое красное смещение является следствием расширения пространства. Расширение пространства растягивает длины волн проходящего через него света. Поскольку красный свет имеет большую длину волны, чем синий, мы называем это растяжение красным смещением. Источник света, удаляющийся от нас через пространство, также вызывает красное смещение — в данном случае из-за эффекта Доплера. Однако космологическое красное смещение — это не то же самое, что доплеровское красное смещение, потому что доплеровское красное смещение происходит из-за движения через пространство, а космологическое красное смещение — из-за расширения самого пространства.

Чем дальше мы смотрим в любом направлении, тем дальше в прошлое мы видим. Ближайшая галактика, находящаяся на расстоянии около 2,5 миллиона световых лет, кажется нам такой, какой она была 2,5 миллиона лет назад, потому что свету требуется столько времени, чтобы добраться до наших глаз с момента его излучения. Более удалённые галактики кажутся нам такими, какими они были десятки миллионов, сотни миллионов или даже миллиарды лет назад. По мере того как мы смотрим всё дальше в космос, мы видим свет Вселенной таким, каким он был, когда она была моложе. Так что если мы ищем свет, который был испущен 13,8 миллиарда лет назад, как реликт горячего Большого взрыва, мы действительно можем его найти. Он так и называется: реликтовое излучение (РИ).

Картина реликтового излучения несёт в себе флуктуации, вызванные изначальными мелкими несовершенствами Вселенной, существовавшими в те времена, когда она была очень маленькой. Эта картина флуктуаций невероятно сложна, в ней содержатся различные средние значениями температур на разных угловых масштабах. Она также содержит невероятное количество информации о Вселенной, включая поразительный факт: кривизна пространства, насколько мы можем судить, совершенно плоская. Если бы пространство было положительно искривлено, как будто мы живём на поверхности четырёхмерной сферы, мы бы видели, как сходятся эти далёкие лучи света, и это могло бы намекнуть на конечность Вселенной. Если бы оно было отрицательно искривлено, как если бы мы жили на поверхности четырёхмерного седла, мы бы увидели, что эти далёкие лучи света расходятся. Вместо этого удалённые лучи света движутся в своём первоначальном направлении, а имеющиеся колебания указывают на идеальную плоскостность. А раз, насколько мы можем видеть, Вселенная не «закругляется», она вполне может оказаться и бесконечной.

Реликтовое излучение

Исходя из космического микроволнового фона и крупномасштабной структуры Вселенной (через барионные акустические колебания), мы можем сделать вывод, что если Вселенная конечна и зацикливается сама на себе, то она должна быть как минимум в 250 раз больше наблюдаемой нами её части ^[2]. Поскольку мы живём в трёх измерениях, 250-кратный радиус означает 250³-кратный объём, или более чем в 15 миллионов раз больше пространства. Но как бы ни было велико это пространство, оно всё равно не бесконечно. Нижняя граница Вселенной, составляющая не менее 11 триллионов световых лет во всех направлениях, огромна, но она всё равно конечна.

Это означает, что если мы начнём с почти идеально однородной Вселенной, но в которой с рождения присутствуют небольшие перегрузки и недогрузки, мы можем ожидать, что структура будет формироваться особым образом, зависящим от типа начальных условий. В частности, отпечатки этих начальных условий проявляются сегодня двумя разными способами: как было сказано выше, в пиках и валах температурных флуктуаций, запечатлевшихся в реликтовом излучении, а также в крупномасштабной кластеризации галактик, наблюдаемой на протяжении всей космической истории.

Изучение крупномасштабной структуры — это попытка разгадать скелет нашей Вселенной. Мы пытаемся выяснить, как материя или, по крайней мере, светящаяся материя, наблюдаемая в виде галактик и скоплений галактик, распределена в пространстве. Первые наблюдения показали, что если на малых масштабах галактики имеют тенденцию объединяться в группы и богатые скопления (что статистически выражается в корреляционной функции галактик), то на больших масштабах большая часть светящегося вещества во Вселенной распределена случайным образом. В последние годы эта картина относительно «гладкого» вселенского каркаса быстро и радикально меняется, поскольку новые данные наблюдений начали выявлять Вселенную с обширной структурой и движением на очень крупных масштабах. Новые данные о крупномасштабной структуре привели к серьёзным изменениям в существующих теоретических представлениях о том, как могли сформироваться галактики и крупномасштабная структура. Несколько прежних моделей оказались неадекватными для объяснения новых наблюдений, в то время как некоторые новые модели-кандидаты (например, холодная тёмная материя, взрывы, космические струны) были предложены и проработаны с разной степенью детализации. Тем не менее, несмотря на огромные усилия и множество гениальных идей, ни одна теория формирования галактик и крупномасштабной структуры пока не может удовлетворительно соответствовать всем наблюдениям.

Эти два объекта наблюдения — РИ и крупномасштабное скопление галактик — несут в себе огромный объём информации об истории нашей Вселенной. То, чему они нас учат по состоянию на 2024 год, поражает воображение. Вот некоторые из наиболее важных уроков, которые мы можем извлечь из их изучения.

• В наблюдаемой Вселенной, вплоть до предельного расстояния, на котором мы можем её наблюдать (46,1 миллиарда световых лет во всех направлениях), нет признаков повторяющихся структур или паттернов: это свидетельствует о том, что если Вселенная конечна и замкнута, то она должна быть больше той части, которую мы можем видеть.
• Наблюдаемая Вселенная обладает пространственной кривизной, которая почти полностью идеально плоская, что указывает на то, что если она является, скажем, более высокоразмерным аналогом сферы (гиперсферой), то её минимальный размер, по крайней мере, в ~400 раз больше, чем видимая нами её часть.
• И, чтобы получить наблюдаемые структуры и особенности, которые мы видим как в РИ, так и в том, как галактики и другие формы материи собираются и группируются вместе (т.н. «спектр мощности материи»), Вселенная должна была родиться с определённым спектром начальных «стартовых» несовершенств плотности: той, которая начиналась как почти идеально масштабно-инвариантная (т.е. с одинаковой величиной гауссовых случайных флуктуаций на всех масштабах), но где «большие масштабы» имеют примерно на ~3% больший по величине набор флуктуаций, чем «малые масштабы» с космической точки зрения.

Перед Большим взрывом Вселенная пережила период космической инфляции. В то время она не была наполнена материей и излучением и не была горячей. Вселенная была наполнена энергией, присущей самому пространству, она расширялась с постоянной, экспоненциальной скоростью и создавала новое пространство так быстро, что наименьшая физическая шкала длины, длина Планка, растягивалась до размеров современной наблюдаемой Вселенной каждые 10^-32 секунды.

Хотя наша наблюдаемая Вселенная, возможно, возникла в результате инфляции, закончившейся в нашей области пространства около 13,8 миллиарда лет назад, существуют регионы, где инфляция продолжается — создавая всё больше и больше пространства и порождая всё больше Больших взрывов, — и продолжается до сих пор. Эта идея известна как вечная инфляция и в целом принимается сообществом физиков-теоретиков. Насколько же велика вся ненаблюдаемая Вселенная на сегодняшний день?

Мы можем видеть только наблюдаемую Вселенную, созданную в результате окончания инфляции и нашего горячего Большого взрыва. Мы знаем, что инфляция должна была длиться не менее 10^-32 секунды, но, скорее всего, она продолжалась дольше. Но насколько дольше? Секунды? Годы? Миллиарды лет? Или даже произвольный, бесконечный промежуток времени? Всегда ли Вселенная раздувалась? Было ли у инфляции начало? Возникла ли она из предыдущего состояния, которое существовало вечно? Или, может быть, всё пространство и время возникли из небытия конечное количество времени назад? Все эти варианты возможны, но ответ на них пока не поддаётся проверке и неясен.

Если Вселенная существовала всегда, если её рождение произошло бесконечное количество времени назад или если она родилась с бесконечными размерами, то ненаблюдаемая Вселенная должна быть бесконечной. Если же ни одно из этих утверждений неверно, то Вселенная бесконечной быть не может, и вместо этого должна быть конечной. Каким бы непостижимо огромным ни было инфляционное пространство-время, породившее мультивселенную с бесчисленным количеством горячих Больших взрывов, если Вселенная не родилась бесконечной в пространственном отношении или не существовала бесконечно долго, она всё равно должна быть конечной по протяжённости.

Однако вопрос о том, является ли она конечной или бесконечной, исходя из тех данных, которые мы в принципе можем наблюдать, может оказаться вопросом, ответ на который находится за пределами возможностей науки – а, возможно, будет оставаться за этими пределами бесконечно.