Где кончается вселенная и что за ней: Где кончается Вселенная? Или как выглядит край Вселенной?

Где начало того конца, которым кончается это начало? . Вселенная в электроне

В теории фридмонов мы впервые встречаемся с ситуацией, когда для объяснения свойств микрообъектов приходится привлекать космические явления, и, наоборот, решение космологических проблем происхождения и строения Вселенной связывается со свойствами элементарных частиц. Гипотеза фридмонов показала условность наших представлений о самом большом и самом малом. Привычное разделение мира на космос и микромир, оказывается, не имеет абсолютного значения и применимо лишь в определенных границах. В зависимости от условий и точки зрения, один и тот же объект может выглядеть, как микроскопически малая частица и как грандиозная по своим размерам Вселенная. Лестницу структурных форм материи нельзя мыслить в виде бесконечного числа этажей-ступеней, уходящих в область исчезающе малых интервалов, с одной стороны, и в область неограниченно больших масштабов — с другой. Если принять гипотезу фридмонов, бесконечность мира, скорее, оказывается похожей на круг, где ультрамалое одновременно является и ультрабольшим. Углубляясь в недра материи, мы неожиданно снова возвращаемся в космос, и наоборот. Поди разберись, где тут начало и где конец, что простое, а что сложное!

Вселенная устроена необычайно сложно. Свойства, принадлежащие, казалось бы, к противоположным этажам мироздания, неожиданно оказываются тесно связанными, а иногда и переходят одно в другое. Все это настолько непривычно, что у человека, который впервые знакомится с выводами теории относительности, как говорится, иногда ум за разум заходит. Все не так, как в школьной физике.

Однажды какая-то газета напечатала объявление, в котором говорилось, что поскольку новая теория Эйнштейна перевернула физику с ног на голову, занятия по физике в школах отменяются до тех пор, пока профессор Эйнштейн не поставит эту науку обратно на ноги. И хотя объявление появилось первого апреля, Эйнштейн получил массу писем с вопросом: когда же, наконец, он восстановит порядок в физике?

Здесь опять уместно повторить: современную физику нельзя просто выучить, к ней надо еще и привыкнуть!

Еще недавно пространство представляли себе сложенным из плоских слоев пустоты, похожим на стопку огромных, очень тонких стекол. Сегодня мы знаем, что оно может быть затейливо искривлено и скручено. Если для наглядности предположить, что Вселенная имеет всего два измерения, то вместе с отпочковавшимися дочерними мирами она будет представлять собой что-то вроде суммарной поверхности пор в губке, где каждая пора-мир соединяется тоненьким капилляром с соседней. В теории Фридмана эти соединения можно перерезать, в квантовой теории этого сделать нельзя. Получается очень сложная переплетающаяся фигура с множеством прорех и дыр. Реальная Вселенная устроена аналогично с тем отличием, что она не двух-, а трехмерная поверхность в четырехмерном мире.

Выше уже не раз говорилось о четырехмерном пространстве, и каждый раз подчеркивалось, что оно существует лишь в формулах, в природе такого пространства нет. Но может быть, мы ошибаемся и, как это бывало уже не однажды, выдаем нашу привычку за всеобщую истину? Как доказать, что наш мир не вложен в пространство большего числа измерений?

Что такое вселенная.

Динамика и размножение — Троицкий вариант — Наука

Продолжаем публиковать заметки из серии «Космологический ликбез», которые, возможно, станут главами новой книги (рабочий вариант названия «Острые углы космологии», автор Б. Штерн, научный редактор Валерий Рубаков). В предыдущей статье [1] речь шла о геометрии и кинематике вселенной (с маленькой буквы — имеется в виду обобщенное понятие). Теперь речь пойдет о динамике — что управляет расширением/сжатием вселенной, каким уравнением оно описывается и какие существуют основные варианты динамики.

Рис. 1. Так можно визуализировать размножение вселенных в ходе вечной инфляции. pixabay.com

Динамикой вселенной управляет общая теория относительности (ОТО). Она довольно проста и красива в идеологическом плане, хотя математическая ее сторона достаточно сложна. Общая теория относительности — геометрическая в своей сути. Решениями ее уравнений выступают свойства самого пространства, его геометрия, которая вовсе не обязательно должна быть евклидовой, к которой мы привыкли. 4}T_{\mu\nu}$$

Мы приводим его, не призывая читателя разбираться глубоко, тут потребовалась бы еще страница комментариев с дополнительными формулами. Слева — свойства пространства-времени, определяемые метрическим тензором $g_{\mu\nu}$ (матрица 4×4), справа — материя, параметризуемая тензором энергии-импульса $T_{\mu\nu}$ (тоже матрица 4×4), $G$ — гравитационная постоянная. $R_{\mu\nu}$ называется «тензор Риччи», $R$ — скалярная кривизна; они построены из метрического тензора и его производных. На самом деле здесь 16 нелинейных уравнений, но не все они независимы. Число независимых переменных (параметров метрики) в общем случае — шесть.

Решения могут быть достаточно сложными (например, поиски решения для вращающейся черной дыры заняли десятилетия). Так как в уравнении много переменных, в его решениях есть немало интересных эффектов. Например, близ вращающегося тела пространство не только искривляется, но и закручивается.

Однако уравнения ОТО радикально упрощаются, если применить их к целой вселенной — однородной и изотропной. 3$), расширение останавливается и сменяется сжатием, которое заканчивается коллапсом вселенной в сингулярность. Если же кривизна изначально отрицательна (для этого, в предположении об однородности и изотропии вселенной, эта вселенная должна быть изначально бесконечной), то расширение будет происходить вечно. В 1960-х–1980-х годах данные по средней плотности нашей Вселенной указывали именно на этот вариант. Вещества явно не хватало, чтобы «замкнуть» Вселенную. Теперь пришли к тому, что можно смело полагать $\kappa$ = 0 или считать, что радиус кривизны гигантский. Так и будем делать впредь. В нашей Вселенной второй член так мал (и к тому же становится еще меньше из-за ускоренного расширения пространства), что расширение, скорее всего, никогда не сменится сжатием, разве что если темная энергия перейдет в частицы, может произойти коллапс.

Релятивистское уравнение состояния (фотоны и ультрарелятивистские частицы, $p = \rho_\epsilon/3$)

В этом случае число частиц в единице объема падает как $1/a^3$, и энергия каждой частицы падает как $1/a$. {Ht}$, т. е. пространство расширяется экспоненциально. Коэффициент $H$ в экспоненте тождественно равен постоянной Хаббла. Он выражается через плотность энергии вакуума как $H=\sqrt{\frac{8\pi}{3}G_\rho}$. При экспоненциальном расширении пространство очень быстро становится плоским (евклидовым), вклад материи быстро вымирает, вообще перестает что-либо меняться. Возникает приближение к так называемому миру де-Ситтера, которое живет до тех пор, пока вакуум по каким-либо причинам теряет устойчивость.

Все три уравнения состояния имеют прямое отношение к нашей Вселенной. Сейчас — смесь вакуумного и пылевидного, причем в будущем будет доминировать вакуумное. Этот вакуум, дающий ускоренное расширение, называется темной энергией. Мы не уверены, что это в точности вакуум: может быть, темная энергия — медленно меняющееся физическое поле, которое со временем ослабнет, превратится в длинноволновые колебания, и расширение Вселенной снова будет замедляться. С точки зрения холодной разреженной Вселенной будущего это будет выглядеть как новый Большой взрыв.

Пылевидная стадия доминировала при возрасте Вселенной от 50 тыс. до нескольких миллиардов лет. От Большого взрыва до 50 тыс. лет у Вселенной было релятивистское уравнение состояния. До Большого взрыва, согласно наиболее популярной теории инфляции, доминировал вакуум с экспоненциальным раздуванием пространства. Под Большим взрывом понимается начало горячей стадии вселенной — разогрев после инфляции.

Как рождаются и размножаются вселенные

Как уже сказано, вселенных может существовать сколько угодно. Сразу возникает вопрос: а где они, другие вселенные? Вопрос не имеет смысла, поскольку понятие «где» привязано к нашему пространству, к его координатам, которые невозможно продолжить за его пределы. В примере с двумерной сферой-вселенной можно предположить, что где-то сбоку находится другая сфера-вселенная. Для двумерных обитателей первой вопрос о том, где вторая, бессмыслен в терминах их пространства. Они могут сказать: наверное, где-то в третьем измерении есть другая вселенная. В нашем примере они окажутся правы, но это будет не более чем догадка: они не могут знать, есть ли вообще третье измерение. Но лишнее измерение вовсе не обязательно — оно не требуется для существования разных пространств. Для того чтобы вести разговор о других вселенных, нам не надо предполагать, что мы живем на бране и есть просторное четвертое или пятое измерения — может, они есть, но, скорей всего, их нет, поскольку это лишняя сущность, которая требует для своего объяснения дополнительных усилий. Логичней просто отставить вопрос «где?» как лишенный смысла.

Есть один весьма привлекательный сценарий рождения и размножения вселенных. Он очень сильно связан с квантовой механикой. Звучит парадоксально: вселенная — нечто огромное, квантовая механика — явление микромира. Тем не менее в самом истоке при огромных плотностях и ничтожных временах она определяет будущее бытие огромной вселенной.

Сценарий рождения вселенной, изложенный ниже, — всего лишь рассуждения, хотя он кажется весьма правдоподобным. Квантовая механика очень плохо поддается объяснению на пальцах, поэтому описать этот сценарий в популярной книге без чудовищных упрощений практически невозможно. Попробуем опереться на соотношение неопределенностей Гейзенберга: $\Delta{E}\cdot\Delta{t}=\hbar/2$, где $\hbar$ — постоянная Планка (в других переменных ­$\Delta{p}\cdot\Delta{x}=\hbar/2$). Обычно соотношение трактуется как невозможность одновременно измерить две величины с точностью лучшей, чем диктует эта простая формула. Но его можно приблизительно применять к разным «чудесам», которые квантовая механика разрешает. Например, туннелирование. Если частице, чтобы проскочить потенциальный барьер, надо провести под ним время $\Delta{t}$ с нарушением закона сохранения энергии на величину $\Delta{E}$ (в конце энергетический баланс сойдется), так что для этих «дельт» выполняется соотношение неопределенности, то подбарьерный переход идет со свистом. Даже если их произведение в $k$ раз больше, чем $\hbar/2$, то туннелирование всё равно возможно, только с гораздо меньшей вероятностью: $p \sim e^{-k}$ — это имеет прямое отношение, например, к радиоактивным распадам ядер.

А нельзя ли объяснить рождение вселенной туннельным переходом из ничего в маленькую замкнутую вселенную? Это вполне легальная постановка вопроса. Проблема в том, что эта микроскопическая вселенная мгновенно схлопнется. Чтобы этого не произошло, она должна быть достаточно большой (много больше, чем так называемая планковская длина, 10^–33 см) и нужно, чтобы она достаточно равномерно была заполнена так называемым инфлатоном — вакуумом ненулевой плотности. Тогда микроскопический зародыш вселенной начнет экспоненциально раздуваться, как это свойственно вакуумному уравнению состояния (см. выше). Это раздувание необратимо — вместо того чтобы тут же схлопнуться, пузырек пространства превращается в настоящую огромную вселенную, а точнее — в мультиверс (см. ниже).

Квантовая механика дает еще один сюрприз. Благодаря ей в быстро раздувающейся вселенной возникает «рябь» из-за квантовых флуктуаций плотности. В нашей Вселенной амплитуда этой ряби, реконструированная через анизотропию реликтового излучения, ~10^–5. 2 = \rho/\rho_{pl}$. Значит, если относительная амплитуда возмущений плотности ~ 10^-5, то инфляция в нашей Вселенной шла при $\rho/\rho_{pl}$ ~ 10^-10.

Это то, что называется «оценка из соображений размерности». Оказывается, эта оценка дает примерно правильную величину тензорных возмущений пространства, из которых ­происходят ­реликтовые гравитационные волны. Но со скалярными возмущениями плотности дело обстоит сложней: они сильно зависят от природы инфлатона — от вида его ­потенциала, так что реальная оценка может отличаться больше чем на порядок. И всё же мы ее приводим для приблизительной ориентации. Так мы видим, что инфляция шла при плотности энергии существенно ниже планковской. Более точные оценки, вытекающие из того, что мы не видим реликтовых гравитационных волн, — $\rho/\rho_{pl}$ < 3 · 10^-12, несмотря на то, что мы наблюдаем возмущения плотности $\Delta\rho/\rho$ ~ 10^-5. Мы также видим, что сейчас тоже происходят квантовые флуктуации с относительной амплитудой ~ 10^-60 (плотность темной энергии по отношению к планковской порядка 10^-120).

Эти квантовые флуктуации, при их, казалось бы, ничтожной амплитуде в одну стотысячную и начальном размере 10^-27 см, со временем превращаются в галактики и их скопления, что заслуживает отдельного разговора. Сейчас сосредоточимся на их роли в размножении вселенных. Представьте себе рябь на поверхности надуваемого шарика: там, где плотность энергии выше, поверхность растягивается быстрей — так работает общая теория относительности (в противоположность тому, что происходит в механике упругих материалов). Если середина более плотного участка раздувается быстрее, чем его края, это можно изобразить как надувание выпуклости на пузыре. Экспонента создает из небольшой разницы в темпе расширения радикальный эффект: на шарике вырастает дочерний пузырь, на нем — еще один. Между родительскими и дочерними пузырями возникают перетяжки, пузыри обособляются в отдельные вселенные, а перетяжки превращаются в соединяющие их кротовые норы, которые быстро испаряются или просто становятся непроходимыми.

Это всё считается в рамках ОТО. Первыми этот сценарий рассчитали Виктор Березин, Вадим Кузьмин и Игорь Ткачев в 1983 году [2]. Они сделали это для вселенной на тонкостенной бране (тонкостенный трехмерный (3+1) пузырь в четырехмерном (4+1) пространстве). Брана, будучи технически более простым случаем, при этом не обязательна: в замкнутом пространстве без дополнительных измерений результат тот же.

Размножение вселенных в ходе вечной инфляции

Попытка визуализации размножения вселенных показана на рис. 1 в самом начале статьи. Рисунок рядом на самом деле информативней — пузыри, растущие из пузырей, имеют совершенно разный масштаб и образуют фрактальную структуру. Пена вселенных — скорее метафора, она не отражает гигантской разницы масштабов пузырей. Опять встает вопрос — где они все размещаются при безудержном размножении? Да нигде — опять же вопрос «где?» подразумевает некое внешнее пространство, которого, скорее всего, нет. Каждая «помещается» в своем собственном пространстве.

Таков сценарий рождения и размножения вселенных. Размножение в процессе раздувания называется «вечной инфляцией». В сценарии есть два слабых места. Менее принципиальное: мы не знаем природы инфлатона, который раздул нашу Вселенную. В теории есть разумные идеи, откуда такой инфлатон может появиться. Более принципиальное слабое место: рассчитать процесс рождения вселенной «из ничего» мы не можем, можем только рассуждать о нем. Дело в том, что квантовая механика в современной теории не сочетается с сильной гравитацией. Существуют попытки решить эту проблему, одна из них — теория струн, но пока это лишь попытки. Зато вечная инфляция — гораздо более надежная концепция. Она не связана с предельно сильной гравитацией, когда теория перестает работать. Там квантовая теория поля выступает лишь в виде небольших возмущений, с которыми можно оперировать. Про рождение вселенных в ходе вечной инфляции можно говорить гораздо уверенней.

Итак, космология однородной изотропной вселенной достаточно проста и сводится к трем основным случаям, каждый из которых играл роль в эволюции нашей Вселенной. Более-менее просматривается прошлое Вселенной до момента ~10^–37 c, когда до квантовой гравитации еще далеко. Сам механизм рождения пока не виден во мгле квантовой гравитации. Но как только появился зародыш вселенной размером, например, 10^–29 см, заполненный более-менее однородным инфлатоном, его дальнейшая судьба предопределена и понятна.

Автор благодарен Валерию Рубакову за ценные замечания и полезную информацию

1. Борис Штерн. Космологический ликбез. Что такое Вселенная // ТрВ-Наука № 330 от 1 июня 2021.

2. Berezin V. A., Kuzmin V. A., Tkachev I. I. Thin-wall vacuum domain evolution. Phys. Lett. 120B, 91 (1983)

См. также:

Сломать, разорвать, заморозить или распасться — как закончится Вселенная?

Вселенная расширяется — пока. Фото: NASA/ESA

Конец всего (с точки зрения астрофизики) Кэти Мак Скрибнер (2020)

Ученые знают, как наступит конец света. У Солнца закончится топливо, и оно войдет в фазу красного гиганта. Его последний всплеск славы расширится и поглотит ближайшие планеты, превратив Землю в обугленный безжизненный камень. Нашей планете осталось около пяти миллиардов лет.

Этим мрачным изображением астрофизик-теоретик Кэти Мак начинает свою книгу о конце Вселенной — гораздо более неопределенной перспективе. Космологи обычно оглядываются назад, потому что все доказательства, которые они могут исследовать с помощью телескопов, находятся далеко и касаются вещей, которые произошли давно. Использование движений далеких звезд и галактик для предсказания возможного будущего связано с большим количеством предположений.

От Большого взрыва до космического скачка: астрономическое путешествие сквозь пространство и время

В руках Мака это предположение превращается в захватывающую историю. Люди — это, пишет она, «вид, балансирующий между осознанием нашей абсолютной незначительности и способностью выйти далеко за пределы нашей мирской жизни, в пустоту, чтобы разгадать самые фундаментальные тайны космоса». Она талантливо рассказывает о сложной физике, и страсть и любопытство к астрономии, которые сделали ее популярным оратором и присутствием в Твиттере, очевидны здесь. (Как и некоторые занудные шутки и менее убедительная кодировка о новых исследованиях в области физики, не связанных с центральной темой.)

Мак начинается с самого начала, с Большого Взрыва. За этим последовала инфляция — период быстрого расширения. Затем сформировались структуры темной материи и собрались строительные блоки звезд, планет, жизни и галактик. В настоящее время темная энергия, которая, как считается, пронизывает Вселенную, каким-то образом противодействует силам гравитации, поддерживая расширение.

Судьба Вселенной зависит от того, продолжится ли это расширение, ускорится или пойдет вспять.

Астрофизики долгое время считали, что наиболее вероятной развязкой будет обращение Большого Взрыва — Большое Сжатие. За пределами нашего космического соседства каждая галактика удаляется от нас; явный признак расширения. Если Вселенная содержит достаточно материи, включая темную материю, объединенное гравитационное притяжение всего постепенно остановит это расширение и ускорит окончательный коллапс. Со временем галактики, а затем отдельные звезды будут чаще сталкиваться друг с другом, убивая любую жизнь на близлежащих планетах. В последние мгновения, когда плотность и температура резко возрастут в сжимающемся аду, все, что останется, погаснет в одной точке.

Но темная энергия может означать, что нас ждет другой конец. Первые годы эволюции Вселенной определялись количеством содержащейся в ней материи; за последние несколько миллиардов лет темная энергия начала доминировать, выталкивая вселенную наружу. Текущие данные телескопа Планк Европейского космического агентства и других источников согласуются с тем, что это расширение будет продолжаться вечно.

Эйнштейн, Бор и война за квантовую теорию

Этот апокалипсис, который называется «Тепловая смерть» или «Большая заморозка», будет «медленным и мучительным», пишет Мак. С термодинамической точки зрения, объясняет она, Вселенная приблизится к состоянию минимальной температуры и максимальной энтропии. По мере того, как все будет отдаляться друг от друга, материал мертвых звезд будет рассеиваться, так что новые звезды не смогут образоваться, а галактики, частью которых они являются, постепенно перестанут расти. Это похоже на удушение всей астрофизической активности, поскольку топливо для роста и размножения становится настолько рассеянным, что становится непригодным для использования. Это конец, «отмеченный возрастающей изоляцией, неумолимым распадом и исчезновением во мраке, длившимся веками».

Третья смерть, которую обсуждает Мак, это Большой Разрыв. Это произойдет, если темная энергия ускорит расширение даже больше, чем ожидается в настоящее время. Когда Вселенная раздуется, гравитационные силы не смогут удерживать галактические скопления вместе. Звезды будут отделены друг от друга, и у солнечных систем, таких как наша, не будет сил, чтобы оставаться вместе. Остальные звезды и планеты взорвутся. Наконец, последние атомы будут разорваны на части.

Последние измерения указывают на тепловую смерть, но Большой Схлопывание или Большой Разрыв находятся в пределах их неопределенности.

Последний сценарий конца света, описанный Маком, крайне маловероятен: распад вакуума. Крошечный пузырь «истинного вакуума» мог образоваться из-за нестабильности поля, связанного с бозоном Хиггса. Это могло бы произойти, если бы, скажем, черная дыра испарялась неправильным образом. Такой пузырь будет расширяться со скоростью света, уничтожая все, пока не уничтожит вселенную. Распад вакуума мог уже начаться где-то далеко. Мы этого не увидим.

Не беспокойтесь. Как советует Мак, как бы это ни выглядело, конец, вероятно, наступит не раньше, чем через 200 миллиардов лет.

Что находится за пределами наблюдаемой Вселенной?

Опубликовано 23 августа 2022 г. в Astronomy, Cosmology, Cosmos, Science, Universe

Возможно, Вселенная неоднородна после того, что мы можем видеть, и условия сильно отличаются от места к месту, говорит астрофизик Калифорнийского технологического института. Шон Кэрролл. «Эта возможность — космологическая мультивселенная. Мы не знаем, существует ли мультивселенная в этом смысле, но поскольку мы не можем видеть так или иначе, разумно сохранять непредвзятость».

«По оценкам астрономов, наблюдаемая Вселенная — пузырь радиусом 14 миллиардов световых лет, который показывает, насколько далеко мы смогли видеть с момента ее создания, — содержит по меньшей мере два триллиона галактик и триллион триллионов звезд», — пишет Деннис Овербай. в New York Times Science. «Большинство этих звезд и галактик слишком далеки и слишком тусклые, чтобы их можно было увидеть в любой известный человеку телескоп».

«Поскольку мы можем видеть только так далеко, — говорит Кэрролл, — мы не уверены, что происходит за пределами нашей наблюдаемой Вселенной. Вселенная, которую мы видим, довольно однородна в больших масштабах, и, возможно, так будет буквально вечно».

Фред Адамс, космолог-теоретик из Мичиганского университета, написал в электронном письме The Daily Galaxy, : «Мы живем в так называемой наблюдаемой Вселенной, которая представляет собой объем Вселенной, где «одна вещь может повлиять на другого», и внутри этого объема мы видим, что вселенная однородна. Примечательно, что мы действительно можем проводить эксперименты в этом объеме, и эти эксперименты (пока что) говорят нам, что весь объем чрезвычайно однороден».

Наблюдаемая вселенная может не полностью состоять из физической реальности; некоторые космологи предполагают, что «наш» Большой взрыв был не единственным — что физическая реальность достаточно велика, чтобы охватить всю «мультивселенную».

С нашей крошечной планеты с голубой водой Вселенная кажется невообразимо огромной. В великой космической схеме вещей весь свет в наблюдаемой Вселенной дает столько же освещения, сколько 60-ваттная лампочка, видимая с расстояния 2,5 мили, говорит Марко Аджелло, астрофизик из Университета Клемсона, возглавлявший команду, измерившую все звездного света, когда-либо произведенного на протяжении всей истории наблюдаемой Вселенной.

Пузырь диаметром 27,4 миллиарда световых лет

Наблюдаемая Вселенная представляет собой пузырь с центром на Земле диаметром 27,4 миллиарда световых лет – пузырь, увеличивающийся в размерах со скоростью два световых года (один с каждой стороны) каждый год. Вселенная простирается за пределы нашего космического горизонта точно так же, как море выходит за пределы горизонта моряка, и вполне может (в отличие от океана) быть бесконечной. Великая тайна, на которую, возможно, никогда не будет ответа, заключается в том, что лежит за пределами космического горизонта.

Жуткие следствия Мультивселенной

На основе наблюдений, сделанных с помощью таких инструментов, как космический телескоп Хаббл, подсчитано, что в наблюдаемой Вселенной существуют сотни миллиардов, а возможно, и триллионы галактик. Но эта наблюдаемая область, как пишет великий британский астрофизик Мартин Риз, «может быть не полностью связана с физической реальностью; некоторые космологи предполагают, что «наш» Большой взрыв был не единственным — что физическая реальность достаточно велика, чтобы охватить всю «мультивселенную».

Даже консервативные астрономы уверены, что объем пространства-времени в пределах досягаемости наших телескопов — то, что астрономы традиционно называют «вселенной», — это лишь крошечная часть последствий Большого взрыва. Мы ожидаем гораздо больше галактик, расположенных за горизонтом, — продолжает Риз, — «ненаблюдаемых, каждая из которых (вместе с любым разумом) будет развиваться так же, как и наша собственная».

Больше того же самого?

Возможно, к концу этого века, заключает Рис, мы сможем задаться вопросом, живем ли мы в мультивселенной и насколько разнообразны составляющие ее «вселенные». Ответ на этот вопрос определит, как нам следует интерпретировать «биологически чистую» вселенную, в которой мы живем, разделяя ее с любыми инопланетянами, с которыми мы когда-нибудь вступим в контакт.

Край наблюдаемой Вселенной — это место, за которым свет не успел дойти до нас с момента зарождения Вселенной, — говорит Джо Данкли, профессор физики и астрофизических наук Принстонского университета, чьи исследования относятся к космологии и изучению Происхождение и эволюция Вселенной. «Это только край того, что мы можем видеть, а за ним, вероятно, находится то же самое, что мы можем видеть вокруг себя: сверхскопления галактик, каждая огромная галактика содержит миллиарды звезд и планет».

Или сильно отличается от места к месту

Или, может быть, как говорит Шон Кэрролл, вселенная неоднородна после того, что мы можем видеть, и условия сильно отличаются от места к месту. Место с большим количеством того же самого или терра инкогнита с драконами и морскими чудовищами.

В своем электронном письме на адрес The Daily Galaxy, , Фред Адамс заключил: «Наблюдаемая Вселенная, как определено выше, является частью большего объема. Ожидается, что область за пределами наблюдаемой Вселенной также будет однородной. Здесь мы *ожидаем* единообразия, исходя из теоретических соображений, но мы не можем проводить эксперименты, чтобы показать, что это так. Мы ожидаем, что на еще больших объемах, значительно превышающих наблюдаемый объем, области будут менее однородными. В этом более широком масштабе действительно возможно, что условия «сильно различаются от места к месту», как вы говорите. Примечательно, что мы говорим, что *возможно*, чтобы условия сильно различались, и мы *не* говорим, что они, как известно, меняются».

Изображение в верхней части страницы потребовало почти трех лет от Института астрофизики Канарских островов, чтобы создать это самое глубокое изображение Вселенной, когда-либо полученное из космоса, путем восстановления большого количества «потерянного» света вокруг крупнейших галактик в культовое сверхглубокое поле Хаббла.