Tiesitkö, että havaitsemallamme maailmankaikkeudella on melko selvät rajat? Olemme tottuneet yhdistämään maailmankaikkeuden johonkin äärettömään ja käsittämättömään. Nykypäivän tiede kysymykseen maailmankaikkeuden "äärettömyydestä" tarjoaa kuitenkin täysin erilaisen vastauksen tällaiseen "ilmeiseen" kysymykseen.
Nykyaikaisten konseptien mukaan havaittavissa olevan maailmankaikkeuden koko on noin 45,7 miljardia valovuotta (tai 14,6 gigaparsekia). Mutta mitä nämä luvut tarkoittavat?
Rajaton raja
Ensimmäinen kysymys, joka tavalliselle ihmiselle tulee mieleen, on se, kuinka maailmankaikkeus ei voi olla ollenkaan ääretön? Vaikuttaisi kiistatta, että kaiken ympärillämme olevan säiliön ei tulisi olla rajoja. Mikäli nämä rajat ovat olemassa, mitä ne ovat?
Oletetaan, että joku astronautti lensi maailmankaikkeuden rajoille. Mitä hän näkee edessään? Kiinteä seinä? Palosuoja? Ja mikä sen takana on - tyhjyys? Toinen maailmankaikkeus? Mutta voiko tyhjyys tai jokin muu maailmankaikkeus tarkoittaa, että olemme maailmankaikkeuden rajalla? Loppujen lopuksi tämä ei tarkoita, että ei ole mitään. Tyhjyys ja toinen maailmankaikkeus ovat myös”jotain”. Mutta maailmankaikkeus on jotain, joka sisältää ehdottomasti kaiken”jotain”.
Meillä on ehdoton ristiriita. Osoittautuu, että maailmankaikkeuden rajan pitäisi piilottaa meiltä jotain, minkä ei pitäisi olla. Tai maailmankaikkeuden rajan tulisi aidata "kaikki" "jostakin", mutta tämän "jotain" tulisi myös olla osa "kaikkea". Yleensä täydellinen järjettömyys. Kuinka sitten tutkijat voivat väittää maailmankaikkeuden rajoittavan koon, massan ja jopa iän? Nämä arvot, vaikka ne ovatkin käsittämättömiä suuria, ovat silti rajalliset. Riitääkö tiede itsestään selvästi? Tämän ratkaisemiseksi jäljitetään ensin, kuinka ihmiset tulivat nykyaikaiseen käsitykseen maailmankaikkeudesta.
Mainosvideo:
Rajojen laajentaminen
Ihmiset ovat aina muista ajoista lähtien olleet kiinnostuneita siitä, mikä on heidän ympärillään oleva maailma. Ei tarvitse antaa esimerkkejä kolmesta valaasta ja muista muinaisten yrityksistä selittää maailmankaikkeutta. Pääsääntöisesti loppujen lopuksi kaikki tuli siihen tosiseikkaan, että kaiken olemassa olevan perusta on maallinen taivaanpesä. Jo antiikin ja keskiajan aikana, kun tähtitieteilijöillä oli laaja tuntemus planeettojen liikkumista koskevista laeista "kiinteän" taivaan pallon ympärillä, maa pysyi maailmankaikkeuden keskuksena.
Luonnollisesti jopa muinaisessa Kreikassa oli niitä, jotka uskoivat maan maapallon pyörineen auringon ympäri. Oli niitä, jotka puhuivat monista maailmoista ja maailmankaikkeuden äärettömyydestä. Mutta näiden teorioiden rakentava perustelu syntyi vasta tieteellisen vallankumouksen alkaessa.
Puolalainen tähtitieteilijä Nicolaus Copernicus teki 1500-luvulla ensimmäisen merkittävän läpimurton maailmankaikkeuden ymmärtämiseen. Hän osoitti vakaasti, että maapallo on vain yksi planeetoista, jotka kiertävät aurinkoa. Tällainen järjestelmä yksinkertaisti huomattavasti sellaisen monimutkaisen ja monimutkaisen planeettojen liikkumisen selittämistä taivaan pallon alueella. Kiinteän maan tapauksessa tähtitieteilijöiden oli keksittävä kaikenlaisia nerokkaita teorioita selittääksesi tämän planeettojen käyttäytymisen. Toisaalta, jos maan pidetään liikkuvana, selitys sellaisille monimutkaisille liikkeille tulee luonnollisesti. Näin astronomiaan perustettiin uusi paradigma, nimeltään "heliosentrismi".
Monta aurinkoa
Kuitenkin jo sen jälkeenkin, tähtitieteilijät rajoittivat maailmankaikkeuden "kiinteiden tähtiä olevaan palloon". 1800-luvulle asti he eivät voineet arvioida etäisyyttä tähtiin. Useiden vuosisatojen ajan tähtitieteilijät ovat yrittäneet turhaan havaita tähteiden aseman poikkeamia suhteessa Maan kiertoradan liikkeeseen (vuotuiset parallaksit). Aikojen instrumentit eivät sallineet niin tarkkoja mittauksia.
Vega, laukaus ESO
Viimeinkin vuonna 1837 venäläis-saksalainen tähtitieteilijä Vasily Struve mittasi Lyran parallaksia α. Tämä merkitsi uutta askelta avaruuden mittakaavan ymmärtämisessä. Nyt tutkijat voisivat turvallisesti sanoa, että tähdet ovat etäisiä samankaltaisuuksia aurinkoon. Ja tästä lähtien luminisäteemme ei ole kaiken keskipiste, vaan loputtoman tähtiklusterin tasa-arvoinen "asukas".
Tähtitieteilijät ovat vielä lähempänä ymmärtäneet maailmankaikkeuden laajuutta, koska etäisyydet tähtiin osoittautuivat todella hirviömäisiksi. Jopa planeettojen kiertoratojen koko näytti merkityksettömältä tähän verrattuna. Sitten oli tarpeen ymmärtää, kuinka tähdet ovat keskittyneet maailmankaikkeuteen.
Monet Linnunrata
Kuuluisa filosofi Immanuel Kant ennakoi perustan nykyaikaiselle ymmärrykselle maailmankaikkeuden laaja-alaisesta rakenteesta jo vuonna 1755. Hän hypoteesi, että Linnunrata on valtava pyörivä tähtiklusteri. Puolestaan monet havaituista sumuista ovat myös kaukaisempia "maitomaisia tapoja" - galakseja. Tästä huolimatta tähtitieteilijät pitivät 1900-luvulle asti tosiasiaa, että kaikki sumut ovat tähtiä muodostavia lähteitä ja ovat osa Linnunrataa.
Tilanne muuttui, kun tähtitieteilijät oppivat mittaamaan galaksien välistä etäisyyttä kefeideillä. Tämän tyyppisten tähtijen absoluuttinen valoisuus on ehdottomasti riippuvainen niiden vaihteluajasta. Vertaamalla niiden absoluuttista vaaleutta näkyvään, on mahdollista määrittää etäisyys niihin erittäin tarkasti. Tämän menetelmän kehittivät 1900-luvun alkupuolella Einar Herzsrung ja Harlow Shelpy. Hänen ansiosta Neuvostoliiton tähtitieteilijä Ernst Epik määritteli vuonna 1922 etäisyyden Andromedaan, joka osoittautui suuruusluokkaa suuremmaksi kuin Linnunrata.
Edwin Hubble jatkoi Epic-yritystä. Mittaamalla kefeidien kirkkautta muissa galakseissa, hän mittasi etäisyyden niihin ja vertasi sitä niiden spektrien punasiirtymiseen. Joten vuonna 1929 hän kehitti kuuluisan lainsa. Hänen työnsä kumosi lopullisesti vakiintuneen uskomuksen, että Linnunrata on maailmankaikkeuden reuna. Se oli nyt yksi monista galakseista, joita oli kerran pidetty olennaisena osana sitä. Kantin hypoteesi vahvistui melkein kaksi vuosisataa sen kehittämisen jälkeen.
Myöhemmin Hubblen havaitsema yhteys galaksin etäisyydestä tarkkailijasta ja sen poistumisen nopeudesta havaitsijalta antoi mahdolliseksi laatia täydellinen kuva maailmankaikkeuden laaja-alaisesta rakenteesta. Kävi ilmi, että galaksit olivat vain pieni osa sitä. Ne yhdistyivät klustereiksi, klusterit superklustereiksi. Superlasterit puolestaan taittuvat maailmankaikkeuden suurimmiksi tunnetuiksi rakenteiksi - filamenteiksi ja seinämiin. Nämä rakenteet, valtavien supervoiden (tyhjien) vieressä, muodostavat tällä hetkellä tunnetun maailmankaikkeuden laaja-alaisen rakenteen.
Ilmeinen ääretön
Edellä esitetystä seuraa, että vain muutaman vuosisadan ajan tiede on vähitellen siirtynyt geosentrismista nykypäivän ymmärtämiseen maailmankaikkeudesta. Tämä ei kuitenkaan anna vastausta siihen, miksi rajoitamme maailmankaikkeutta nykyään. Loppujen lopuksi, tähän asti, se koski vain kosmoksen laajuutta, ei sen luonnetta.
Universumin kehitys
Ensimmäinen, joka päätti perustella maailmankaikkeuden äärettömyyden, oli Isaac Newton. Tutkiessaan yleisen painovoiman lakia hän uskoi, että jos avaruus olisi rajallinen, kaikki hänen ruumiinsa sulautuisivat ennemmin tai myöhemmin yhdeksi kokonaisuudeksi. Jos joku ilmaisi ajatuksen maailmankaikkeuden äärettömyydestä, hänen edessään, se oli yksinomaan filosofisessa avaimessa. Ilman mitään tieteellistä perustelua. Esimerkki tästä on Giordano Bruno. Muuten, kuten Kant, hän oli tieteen edellä vuosisatojen ajan. Hän julisti ensimmäisenä, että tähdet ovat kaukaisia aurinkoja, ja myös planeetat pyörivät niiden ympärillä.
Vaikuttaa siltä, että äärettömyyden tosiasia on melko perusteltu ja ilmeinen, mutta 1900-luvun tieteen käännekohdat ravistelivat tätä "totuutta".
Kiinteä universumi
Albert Einstein otti ensimmäisen merkittävän askeleen kohti nykyaikaisen maailmankaikkeuden mallin kehittämistä. Kuuluisa fyysikko esitteli kiinteän maailmankaikkeuden mallinsa vuonna 1917. Tämä malli perustui yleiseen suhteellisuusteoriaan, jonka hän kehitti samana vuonna aiemmin. Hänen mallinsa mukaan maailmankaikkeus on äärettömässä ajassa ja äärellinen tilassa. Mutta kuten aiemmin todettiin, Newtonin mukaan äärellisen kokoisen maailmankaikkeuden pitäisi romahtaa. Tätä varten Einstein esitteli kosmologisen vakion, joka kompensoi kaukaisten esineiden painovoiman vetovoiman.
Niin paradoksaalista kuin se voi kuulostaa, Einstein ei rajoittanut maailmankaikkeuden erittäin äärellisyyttä. Hänen mukaansa maailmankaikkeus on hypersfäärin suljettu kuori. Analogia on tavallisen kolmiulotteisen pallon, esimerkiksi maapallon tai maan, pinta. Ei ole väliä kuinka paljon matkustaja matkustaa ympäri maata, hän ei koskaan saavuta sen reunaa. Tämä ei kuitenkaan tarkoita lainkaan, että maapallo on ääretön. Matkustaja palaa vain paikkaan, josta hän aloitti matkan.
Hypersfäärin pinnalla
Samoin avaruusmatkalainen, joka voittaa Einsteinin maailmankaikkeuden tähtialuksella, voi palata takaisin Maahan. Vain tällä kertaa vaeltaja ei liiku liikkumaan pallon kaksiulotteista pintaa, vaan pitkin hypersfäärin kolmiulotteista pintaa. Tämä tarkoittaa, että maailmankaikkeudella on äärellinen tilavuus ja siten äärellinen määrä tähtiä ja massa. Universumilla ei kuitenkaan ole rajoja tai keskustaa.
Universumin tulevaisuus
Einstein tuli tällaisiin johtopäätöksiin yhdistämällä tila, aika ja painovoima kuuluisassa teoriassaan. Ennen häntä näitä käsitteitä pidettiin erillisinä, minkä vuoksi maailmankaikkeuden tila oli puhtaasti euklidinen. Einstein osoitti, että painovoima itsessään on avaruuden ajan kaarevuus. Tämä muutti radikaalisti varhaista ymmärrystä maailmankaikkeuden luonteesta, joka perustui klassiseen newtonilaiseen mekaniikkaan ja euklidiseen geometriaan.
Laajeneva maailmankaikkeus
Jopa "uuden maailmankaikkeuden" löytäjä ei ollut vieraiden harha. Vaikka Einstein rajoitti maailmankaikkeutta avaruudessa, hän piti sitä edelleen staattisena. Hänen mallinsa mukaan maailmankaikkeus oli ja pysyy ikuisena, ja sen koko on aina sama. Vuonna 1922 Neuvostoliiton fyysikko Alexander Fridman laajensi tätä mallia merkittävästi. Hänen laskelmiensa mukaan maailmankaikkeus ei ole ollenkaan staattinen. Se voi laajentua tai supistua ajan myötä. On huomionarvoista, että Friedman tuli sellaiseen malliin, joka perustui samaan suhteellisuusteoriaan. Hän pystyi soveltamaan tätä teoriaa oikeammin ohittaen kosmologisen vakion.
Albert Einstein ei hyväksynyt välittömästi tätä "tarkistusta". Aikaisemmin mainittu Hubble-löytö auttoi tätä uutta mallia. Galaktien sironta on kiistatta todistanut maailmankaikkeuden laajentumisen tosiasian. Joten Einsteinin piti myöntää virheensä. Nyt maailmankaikkeudella oli tietty ikä, joka riippuu ehdottomasti Hubble-vakiosta, joka kuvaa sen laajenemisnopeutta.
Kosmologian jatkokehitys
Kun tutkijat yrittivät ratkaista tämän kysymyksen, löydettiin monia muita tärkeitä maailmankaikkeuden komponentteja ja kehitettiin erilaisia malleja. Joten vuonna 1948 Georgy Gamov esitteli hypoteesin "kuumasta maailmankaikkeudesta", joka muuttui myöhemmin ison bang-teoriaksi. Jäännössäteilyn löytäminen vuonna 1965 vahvisti hänen arvauksensa. Astronomit voivat nyt tarkkailla sitä valoa, joka tuli siitä hetkestä, kun maailmankaikkeudesta tuli läpinäkyvä.
Fritz Zwickyn vuonna 1932 ennustama tumma aine vahvistettiin vuonna 1975. Tumma aine selittää itse galaksien, galaktisten klustereiden ja itse maailmankaikkeuden olemassaolon. Joten tutkijat oppivat, että suurin osa maailmankaikkeuden massasta on täysin näkymätön.
Mistä maailmankaikkeus on tehty
Lopuksi, vuonna 1998 tutkittaessa etäisyyttä tyypin Ia supernovoihin, havaittiin, että maailmankaikkeus kasvaa kiihtyvyyden myötä. Tämä seuraava tieteen käännekohta sai aikaan nykyaikaisen käsityksen maailmankaikkeuden luonteesta. Einsteinin käyttöön ottama ja Friedmanin kumota kosmologinen kerroin löysi jälleen paikkansa maailmankaikkeuden mallissa. Kosmologisen kerroimen (kosmologinen vakio) esiintyminen selittää sen kiihtyneen laajenemisen. Kosmologisen vakion olemassaolon selittämiseksi otettiin käyttöön pimeän energian käsite - hypoteettinen kenttä, joka sisältää suurimman osan maailmankaikkeuden massasta.
Nykyistä maailmankaikkeuden mallia kutsutaan myös ΛCDM-malliksi. Kirjain "Λ" tarkoittaa kosmologisen vakion läsnäoloa, joka selittää maailmankaikkeuden kiihtyneen laajenemisen. CDM tarkoittaa, että maailmankaikkeus on täynnä kylmää pimeää ainetta. Viimeaikaiset tutkimukset osoittavat, että Hubble-vakio on noin 71 (km / s) / Mpc, mikä vastaa maailmankaikkeuden ikää 13,75 miljardia vuotta. Tietäen maailmankaikkeuden ikä, voidaan arvioida sen havaittavan alueen koko.
Universumin kehitys
Suhteellisuusteorian mukaan tiedot mistään esineestä eivät pääse tarkkailijaan valon nopeutta (299792458 km / s) suuremmalla nopeudella. Osoittautuu, että tarkkailija ei näe vain objektia, vaan sen menneisyyttä. Mitä kauempana kohde on siitä, sitä kauempana se näyttää. Esimerkiksi, katsomalla Kuua, näemme mitä se oli vähän yli sekunti sitten, aurinko - yli kahdeksan minuuttia sitten, lähimmät tähdet - vuotta, galaksit - miljoonia vuosia sitten, jne. Einsteinin kiinteässä mallissa Universumilla ei ole ikärajaa, mikä tarkoittaa, että myöskään sen havaittavissa olevaa aluetta ei ole rajoitettu. Tarkkailija, joka on aseistettu yhä kehittyneemmillä tähtitieteellisillä välineillä, havaitsee yhä kauempana olevia ja muinaisia esineitä.
Meillä on erilainen kuva nykyaikaisessa maailmankaikkeuden mallissa. Hänen mukaan maailmankaikkeudella on ikä, ja siksi havaitsemisen raja. Toisin sanoen, maailmankaikkeuden syntymästä lähtien yhdelläkään fotonilla ei olisi ollut aikaa matkustaa yli 13,75 miljardia valovuotta olevaa etäisyyttä. Osoittautuu, että voimme todeta, että havaittavissa olevan maailmankaikkeuden rajoittaa havaitsija pallomaisella alueella, jonka säde on 13,75 miljardia valovuotta. Tämä ei kuitenkaan ole totta. Älä unohda maailmankaikkeuden avaruuden laajenemista. Kunnes fotoni saavuttaa tarkkailijan, sen emittoiva kohde on meiltä 45,7 miljardia sv. vuotta vanha. Tämä koko on hiukkasten horisontti ja se on havaittavan maailmankaikkeuden raja.
Joten havaittavan maailmankaikkeuden koko on jaettu kahteen tyyppiin. Näkyvä koko, jota kutsutaan myös Hubble-sädeksi (13,75 miljardia valovuotta). Ja todellinen koko, jota kutsutaan hiukkashorizoniksi (45,7 miljardia valovuotta). Pohjimmiltaan molemmat näistä horisonteista eivät ollenkaan kuvaa kaikkea maailmankaikkeuden todellista kokoa. Ensinnäkin ne riippuvat tarkkailijan sijainnista avaruudessa. Toiseksi ne muuttuvat ajan myötä. ΛCDM-mallin tapauksessa hiukkashorisontti laajenee nopeudella, joka on suurempi kuin Hubble-horisontti. Kysymys siitä, muuttuuko tämä suuntaus tulevaisuudessa, moderni tiede ei anna vastausta. Mutta jos oletetaan, että maailmankaikkeus jatkaa laajenemista kiihtyvyyden myötä, niin kaikki ne esineet, jotka näemme nyt, ennemmin tai myöhemmin, katoavat "näkökenttään".
Tällä hetkellä kaikkein kaikkein tähtitieteilijöiden havaitsema valo on mikroaaltosäteily. Tutkiessaan sitä tutkijat näkevät maailmankaikkeuden sellaisena kuin se oli 380 tuhatta vuotta Ison räjähdyksen jälkeen. Tällä hetkellä maailmankaikkeus on jäähtynyt niin paljon, että pystyi lähettämään vapaita fotoneja, jotka vangitaan tänään radioteleskooppien avulla. Noina päivinä maailmankaikkeudessa ei ollut tähtiä tai galakseja, vaan vain kiinteä vetypilvi, helium ja merkityksetön määrä muita elementtejä. Tässä pilvessä havaituista epähomogeenisuuksista galaktinen klustereita muodostuu myöhemmin. Osoittautuu, että tarkalleen ne kohteet, jotka muodostuvat reliktin säteilyn epähomogeenisuuksista, sijaitsevat lähinnä hiukkashorisonttia.
Tosi rajat
Se, onko maailmankaikkeudella totta, tarkkailemattomia rajoja, on edelleen tutkittu pseudotieteellisinä. Tavalla tai toisella, kaikki lähentyvät maailmankaikkeuden äärettömyyteen, mutta tulkitsevat tämän äärettömyyden täysin eri tavoin. Jotkut pitävät maailmankaikkeutta moniulotteisena, missä”paikallinen” kolmiulotteinen maailmankaikkeus on vain yksi sen kerroksista. Toiset sanovat, että maailmankaikkeus on fraktaali - mikä tarkoittaa, että paikallinen maailmankaikkeus voi olla hiukkanen toisesta. Älä unohda Multiverse-mallin erilaisia malleja, joissa on suljetut, avoimet, yhdensuuntaiset universumit, matoreiät. Ja on olemassa monia, monia erilaisia versioita, joiden määrää rajoittaa vain ihmisen mielikuvitus.
Mutta jos me otamme käyttöön kylmän realismin tai yksinkertaisesti siirrymme pois kaikista näistä hypoteeseista, niin voidaan olettaa, että Universumimme on äärettömän homogeeninen kaikkien tähteiden ja galaksien varasto. Lisäksi missä tahansa hyvin kaukana olevassa vaiheessa, olipa kyse sitten miljardeista gigaparskeista meistä, kaikki olosuhteet ovat täsmälleen samat. Tässä vaiheessa on täsmälleen sama hiukkasten horisontti ja Hubble-pallo samalla reliikkasäteilyllä niiden reunalla. Ympärillä on samat tähdet ja galaksit. Mielenkiintoista, että tämä ei ole ristiriidassa maailmankaikkeuden laajenemisen kanssa. Loppujen lopuksi ei vain laajene maailmankaikkeus, vaan sen avaruuskin. Se tosiasia, että maailmankaikkeus nousi isojen bangien hetkellä yhdestä kohdasta, kertoo vain, että äärettömän pienet (käytännössä nolla) mitat, jotka silloin olivat, ovat nyt muuttuneet kuvitteettoman suuriksi. Seuraavaksi käytämme vain tätä hypoteesia varmistaaksemme senjotka ymmärtävät selvästi havaittavan maailmankaikkeuden mittakaavan.
Visuaalinen esitys
Eri lähteistä löytyy kaikenlaisia visuaalisia malleja, joiden avulla ihmiset voivat ymmärtää maailmankaikkeuden laajuuden. Ei kuitenkaan riitä, että ymmärrämme kuinka suuri kosmos on. On tärkeää ymmärtää, kuinka käsitteet kuten Hubble-horisontti ja hiukkashorisontit tosiasiallisesti ilmenevät. Kuvitellaan tätä varten malli askel askeleelta.
Unohdetaan, että moderni tiede ei tiedä maailmankaikkeuden "vieraasta" alueesta. Hylkäämällä versioita multiverseista, fraktaaliversumista ja sen muista "lajikkeista", kuvittele, että se on yksinkertaisesti ääretön. Kuten aiemmin todettiin, tämä ei ole ristiriidassa hänen tilansa laajentamisen kanssa. Otetaan tietysti huomioon se tosiseikka, että sen Hubble-pallo ja hiukkasten pallo ovat vastaavasti yhtä suuret kuin 13,75 ja 45,7 miljardia valovuotta.
Universumin mittakaava
Aluksi yritetään ymmärtää, kuinka suuri universaali mittakaava on. Jos olet matkustanut planeettamme ympäri, voit hyvin kuvitella, kuinka suuri maa on meille. Kuvittelemme nyt planeettamme tattarijyväksi, joka kiertää vesimeloni-aurinko ympäri jalkapallokenttää. Tässä tapauksessa Neptunuksen kiertorata vastaa pienen kaupungin kokoa, Oort-pilven aluetta kuuhun, Auringon ja Marsin vaikutusalueen raja-aluetta. Osoittautuu, että aurinkokuntamme on yhtä paljon suurempi kuin maapallo kuin Mars on suurempi kuin tattari! Mutta tämä on vasta alku.
Kuvittelemme nyt, että tämä tattari on meidän järjestelmämme, jonka koko on suunnilleen yhtä parsec. Silloin Linnunrata on kahden jalkapallostadionin kokoinen. Edes tämä ei riitä meille. Meidän on pienennettävä Linnunrata senttimetrikokoon. Se muistuttaa jonkin verran kahvivaahtoa, joka on kääritty porealtaan kahvin ja mustan galaktien välisen tilan keskelle. Kaksikymmentä senttimetriä siitä on sama spiraali "murus" - Andromedan udos. Niiden ympärillä on parvi pieniä galakseja paikallisesta klusteristamme. Universumimme näennäinen koko on 9,2 kilometriä. Olemme tulleet ymmärrykseen universaalisista ulottuvuuksista, universaalin kuplan sisällä
Ei kuitenkaan riitä, että ymmärrämme itse mittakaavan. On tärkeää ymmärtää maailmankaikkeuden dynamiikka. Kuvailkaamme itsemme jättiläisiksi, joiden Linnunradan halkaisija on senttimetri. Kuten juuri todettiin, olemme pallon sisällä, jonka säde on 4,57 ja halkaisija 9,24 km. Kuvittelemme, että pystymme leijumaan tämän pallon sisällä, matkustamaan, ylittämään kokonaiset megaparsetit sekunnissa. Mitä näemme, jos universumimme on ääretön?
Tietysti edessämme on ääretön määrä kaikenlaisia galakseja. Elliptinen, kierre, epäsäännöllinen. Jotkut alueet ovat täynnä niitä, toiset ovat tyhjiä. Tärkein ominaisuus on, että visuaalisesti ne kaikki ovat liikkumattomia kun olemme liikkumattomia. Mutta heti kun otamme askeleen, galaksit itse alkavat liikkua. Esimerkiksi, jos pystymme näkemään mikroskooppisen aurinkokunnan senttimetrin Linnunradalla, voimme seurata sen kehitystä. Siirtyessämme 600 metrin päässä galaksistamme, näemme protostar Aurinko ja protoplanetaarinen levy muodostumisen aikaan. Lähestyessämme sitä näemme, kuinka maapallo näyttää, elämä syntyy ja ihminen ilmestyy. Samoin näemme kuinka galaksit muuttuvat ja liikkuvat muuttuessaan pois tai lähestyessämme niitä.
Näin ollen mitä kaukaisempia galakseja katsomme, sitä vanhempia ne ovat meille. Joten kaukana olevat galaksit sijaitsevat kauempana kuin 1300 metriä meistä, ja 1380 metrin käännöksessä näemme jäännössäteilyn. Totta, tämä etäisyys on meille kuvitteellinen. Kun lähestymme jäännössäteilyä, näemme kuitenkin mielenkiintoisen kuvan. Luonnollisesti tarkkailemme, kuinka galaksit muodostuvat ja kehittyvät alkuperäisestä vetypilvestä. Kun saavutamme yhden näistä muodostuneista galakseista, ymmärrämme, että olemme ylittäneet lainkaan 1,375 km, mutta kaikki 4.57.
supistaminen
Seurauksena on, että kasvamme entisestään kooltaan. Nyt voimme sijoittaa kokonaiset tyhjät kohdat ja seinät nyrkkiin. Joten olemme melko pienessä kuplassa, josta on mahdotonta päästä pois. Etäisyys kuplan reunassa oleviin esineisiin ei vain kasva, kun ne saapuvat lähemmäksi, vaan myös reuna itse ajautuu äärettömästi. Tämä on havaittavan maailmankaikkeuden koon koko piste.
Ei ole väliä kuinka suuri maailmankaikkeus on, havaitsijalle se pysyy aina rajoitettuna kupliana. Tarkkailija on aina tämän kuplan keskellä, itse asiassa hän on sen keskipiste. Yrittäessään päästä mihin tahansa kuplan reunalla olevaan esineeseen, tarkkailija siirtää sen keskustaa. Kun se lähestyy kohdetta, tämä esine liikkuu pidemmälle kuplan reunasta ja muuttuu samalla. Esimerkiksi muodottomasta vetypilvestä se muuttuu täysivaltaiseksi galaksiksi tai edelleen galaksi klusteriksi. Lisäksi polku tähän esineeseen kasvaa lähestyessäsi sitä, koska ympäröivä tila itse muuttuu. Kun olemme päässeet tähän esineeseen, siirrämme sen vain kuplan reunasta sen keskelle. Universumin reunalla myös jäännössäteily vilkkuu.
Jos oletamme, että maailmankaikkeus jatkaa kasvuaan kiihtyneellä nopeudella, ollessamme kuplan ja kääntöajan keskuksessa miljardeja, biljoonia ja jopa korkeampia vuosien tilauksia eteenpäin, huomaat vielä mielenkiintoisemman kuvan. Vaikka kuplamme myös kasvaa, sen mutaatiokomponentit siirtyvät meistä vielä nopeammin, jättäen tämän kuplan reunan, kunnes jokainen maailmankaikkeuden hiukkanen harhailee yksinäisessä kuplissaan ilman kykyä olla vuorovaikutuksessa muiden hiukkasten kanssa.
Joten, nykyajan tieteellä ei ole tietoa siitä, mitkä ovat maailmankaikkeuden todelliset ulottuvuudet ja onko sillä rajoja. Mutta tiedämme varmasti, että havaitulla maailmankaikkeudella on näkyvä ja todellinen raja, jota kutsutaan vastaavasti Hubble-sädeksi (13,75 miljardia valovuotta) ja hiukkasten sädeksi (45,7 miljardia valovuotta). Nämä rajat ovat täysin riippuvaisia tarkkailijan paikasta avaruudessa ja laajenevat ajan myötä. Jos Hubble-säde laajenee tiukasti valon nopeudella, hiukkashorisontin laajeneminen kiihtyy. Kysymys siitä, jatkuuko sen hiukkashorisontin kiihtyminen edelleen ja muuttuuko se pakkaukseksi, on avoin.