Несмотря на всё, что мы узнали о нашей Вселенной, многие экзистенциальные вопросы до сих пор остаются без ответа. Мы не знаем, конечна или бесконечна наша Вселенная; мы знаем только, что её физический размер должен быть больше той части, которую мы можем наблюдать. Мы не знаем, охватывает ли наша Вселенная всё существующее, или это лишь одна из многих Вселенных, составляющих мультивселенную. И мы остаёмся в неведении относительно того, что произошло на самых ранних стадиях всего: в первую крошечную долю секунды горячего Большого взрыва, поскольку у нас нет доказательств, необходимых для надёжных и подтверждённых выводов.
Но в одном мы уверены точно: у Вселенной есть край. Только не в пространстве, а во времени. Поскольку горячий Большой взрыв произошёл в известное, конечное время в прошлом — 13,8 миллиарда лет назад, с неопределённостью менее 1% — существует «край» того, как далеко мы можем видеть. Даже при скорости света, предельной космической скорости, существует фундаментальный предел того, как далеко назад мы можем заглянуть. Чем дальше мы смотрим, тем дальше назад во времени мы заглядываем. И вот что мы видим, приближаясь к краю Вселенной.
Сегодня мы видим Вселенную в том виде, в котором она существует спустя 13,8 миллиарда лет после горячего Большого взрыва. Большинство галактик, которые мы видим, сгруппированы в галактические группы (например, Местная группа) и плотные скопления (например, скопление Девы), разделённые огромными областями преимущественно пустого пространства, известными как войды. Галактики внутри этих групп бывают как спиральными, так и эллиптическими; типичная галактика, подобная Млечному Пути, образует в среднем около 1 новой звезды, подобной Солнцу, в год.
Кроме того, обычная материя во Вселенной состоит в основном из водорода и гелия, но около 1-2% этой материи состоят из более тяжёлых элементов таблицы Менделеева, что позволяет Вселенной формировать каменистые планеты, такие как Земля, и сложную, даже органическую, химию. Хотя в галактиках существует большое разнообразие — некоторые из них активно формируют звёзды, в некоторых есть активные чёрные дыры, некоторые не образовывали новых звёзд в течение миллиардов лет и т.д. — галактики, которые мы видим, в среднем большие, эволюционировавшие и сгруппировавшиеся вместе.
Но по мере того, как мы заглядываем всё дальше и дальше, мы начинаем видеть, как Вселенная развивалась, чтобы стать такой. По мере удаления от нас мы обнаруживаем, что Вселенная немного менее комковатая и немного более однородная, особенно на больших масштабах. Мы видим, что у галактик меньше масса и степень развития; среди них больше спиральных и меньше эллиптических. В среднем в них больше голубых звёзд, а скорость звездообразования в прошлом была выше. Между галактиками в среднем меньше пространства, но общая масса групп и скоплений в более ранние времена была меньше.
Эта вертикально ориентированная логарифмическая карта Вселенной охватывает почти 20 порядков величины, перенося нас с планеты Земля на край видимой Вселенной. Каждая большая отметка на масштабной линейке справа соответствует увеличению масштаба расстояния в 10 раз.
Это рисует картину Вселенной, в которой современные галактики появились из более мелких галактик с меньшей массой, неторопливо сливающихся вместе и превращающихся в современные гиганты, которые мы видим вокруг себя. В более ранние времена Вселенная состояла из галактик, которые были:
- физически меньше,
- меньшей массы,
- ближе друг к другу,
- больше по количеству,
- более голубые по цвету,
- богаче газом,
- с более высокими темпами звездообразования,
- и с меньшим содержанием более тяжёлых элементов…
… по сравнению с современными галактиками.
Но по мере того, как мы удаляемся всё дальше и дальше — во всё более ранние времена — эта постепенно меняющаяся картина начинает резко трансформироваться. Когда мы оглядываемся назад на расстояние, которое в настоящее время составляет 19 миллиардов световых лет, что соответствует времени, когда после горячего Большого взрыва прошло всего ~3 миллиарда лет, мы видим, что звездообразование во Вселенной достигает своего максимума: это примерно в 20-30 раз больше, чем скорость образования новых звёзд сегодня. В это время активна огромная доля сверхмассивных чёрных дыр, испускающих огромное количество частиц и излучения из-за поглощения окружающей материи.
В течение последних ~11 миллиардов лет или около того эволюция Вселенной замедляется. Конечно, гравитация продолжает переделывать структуры, но тёмная энергия начинает работать против неё, став доминирующей в расширении Вселенной более 6 миллиардов лет назад. Новые звёзды продолжают формироваться, но пик звездообразования остался в далёком прошлом. Сверхмассивные чёрные дыры продолжают расти, но ярче всего они светили раньше (за счёт разгона аккреционной материи), и сегодня большая их часть более тусклая и менее активная, чем на ранних стадиях.
По мере удаления на все большие расстояния, ближе к «краю», определённому началом горячего Большого взрыва, мы начинаем видеть ещё более значительные изменения. Когда мы оглядываемся назад на расстояние 19 миллиардов световых лет, это соответствует времени, когда возраст Вселенной составлял всего 3 миллиарда лет, звездообразование было на пике, и Вселенная, возможно, содержала 0,3-0,5% тяжёлых элементов.
Эволюция крупномасштабной структуры во Вселенной, от раннего однородного состояния до кластерной Вселенной, которую мы знаем сегодня. Обратите внимание, что во всех случаях мелкомасштабная структура возникает раньше, чем структура на более крупных масштабах, и что даже области самой низкой плотности всё ещё содержат ненулевое количество материи.
Но когда мы приближаемся к 27 миллиардам световых лет по расстоянию, возраст Вселенной составляет всего 1 миллиард лет. Звездообразование шло гораздо медленнее, новые звёзды формировались раза в четыре медленнее, чем на пике развития Вселенной. Доля обычной материи, состоящей из тяжёлых элементов, стремительно падает: до 0,1% в возрасте 1 миллиарда лет и всего до 0,01% в возрасте около 500 миллионов лет. Скалистые планеты в этих ранних условиях, скорее всего, не могли появиться.
Не только реликтовое излучение было значительно горячее — в инфракрасном, а не микроволновом диапазоне волн — но и каждая галактика во Вселенной должна была быть молодой и полной молодых звёзд; эллиптических галактик на таком раннем этапе, скорее всего, не существовало.
Такие дальние расстояния уже находятся на пределе возможностей наших современных приборов, но телескопы, такие как Кек, Спитцер и Хаббл, начали доставлять нас туда, начиная с 1990-х годов. Как только мы возвращаемся в прошлое на расстояние примерно 29 миллиардов световых лет или дальше — что соответствует временам, когда возраст Вселенной составлял 700-800 миллионов лет — мы начинаем сталкиваться с первым «краем» Вселенной: краем прозрачности.
Сегодня мы считаем само собой разумеющимся, что космическое пространство прозрачно для видимого света, но это верно только потому, что оно не заполнено блокирующим свет материалом, таким как пыль или нейтральный газ. Но в ранние времена, до образования достаточного количества звёзд, Вселенная была полна нейтрального газа, который не был полностью ионизирован ультрафиолетовым излучением звёзд. В результате большая часть света, который мы видим, заслоняется этими нейтральными атомами, и только после образования достаточного количества звёзд Вселенная становится полностью реионизованной.
Отчасти именно поэтому инфракрасные телескопы, такие как новейший флагман НАСА JWST, так важны для изучения ранней Вселенной: существует «граница», за которой мы не можем видеть на привычных нам длинах волн.
На расстоянии 31 миллиарда световых лет, что соответствует времени всего 550 миллионов лет после Большого взрыва, мы достигаем края того, что мы называем реионизацией: когда большая часть Вселенной становится в основном прозрачной для оптического света. Реионизация — процесс постепенный и происходил неравномерно; во многом она похожа на неровную, пористую стену. В некоторых местах реионизация происходила раньше, именно так Хаббл обнаружил самую удалённую галактику (на расстоянии 32 миллиардов световых лет, всего через 407 миллионов лет после Большого взрыва), но другие регионы останутся заполненными частично нейтральным газом, пока не пройдёт почти миллиард лет.
Теперь JWST пошёл ещё дальше, показав нам галактики уже через 330 миллионов лет после Большого взрыва, где они всё ещё выглядят большими, развитыми и не совсем «девственными» с точки зрения элементов, которые в них присутствуют. Должно быть, звёзды и галактики всё ещё существуют за пределами даже того, что JWST показал нам до сих пор.
Галактики, сравнимые с современным Млечным Путём, часто встречаются на протяжении всей истории космоса. Более молодые галактики в массе своей меньше, голубее, хаотичнее, богаче газом и имеют более низкую плотность тяжёлых элементов, чем их современные аналоги, а темпы звездообразования меняются с течением времени.
Однако за границами возможностей наших современных телескопов мы всё ещё можем засечь косвенные признаки формирования звёзд: через излучение света самими атомами водорода, которое случается только при формировании звёзд — когда происходит ионизация, а затем свободные электроны рекомбинируются с ионизированными ядрами, излучая в результате свет.
Возвращаясь ещё дальше назад, мы вполне ожидаем найти там дополнительные «края» Вселенной, представляющие интерес. На расстоянии 44 миллиардов световых лет излучение от Большого взрыва было настолько горячим, что стало видимым: если бы тогда существовал человеческий глаз, он смог бы увидеть, как это излучение начинает светиться красным цветом, подобно раскалённой поверхности. Это соответствует времени всего лишь 3 миллиона лет после Большого взрыва.
Если мы вернёмся на расстояние 45,4 миллиарда световых лет, то окажемся во времени, когда после Большого взрыва прошло всего 380 000 лет. В этот момент становится слишком жарко для стабильного существования даже нейтральных атомов. Именно отсюда берёт начало оставшееся после Большого взрыва свечение – реликтовое излучение. Если вы когда-либо видели знаменитую фотографию горячих (красных) и холодных (синих) пятен со спутника «Планк» (см. ниже), то это именно то место, откуда берёт своё начало это излучение.
А до этого, на расстоянии 46 миллиардов световых лет, мы подходим к самым ранним стадиям: ультраэнергетическому состоянию горячего Большого взрыва, где были созданы первые атомные ядра, протоны и нейтроны, и даже первые стабильные формы материи. На этих стадиях всё представляет собой «первобытный космический суп», где каждая существующая частица и античастица могли быть созданы только из чистой энергии.
Однако то, что находится за границей этого высокоэнергетического «супа», остаётся загадкой. У нас нет прямых свидетельств того, что происходило на этих ранних стадиях, хотя многие предсказания теории космической инфляции получили косвенное подтверждение. Край Вселенной, каким он представляется нам, уникален для нашей перспективы; мы можем видеть на 13,8 миллиарда лет назад во всех направлениях, и эта картинка зависит от пространственно-временного положения наблюдателя, который смотрит на неё.
У Вселенной много краёв: край прозрачности, край звёзд и галактик, край нейтральных атомов и край нашего космического горизонта от самого Большого взрыва. Мы можем заглянуть так далеко, как только позволяют наши телескопы, но всегда будет существовать фундаментальный предел. Даже если само пространство бесконечно, количество времени, прошедшее с момента горячего Большого взрыва, не бесконечно. Сколько бы мы ни старались, всегда будет существовать «край», за который мы никогда не сможем заглянуть.
