Laughlin (1997).
Крупные группы называются скоплениями, но занимают такое же положение в иерархии масштабов.
Эти пересечения иногда называют сверхскоплениями, но порой этим термином обозначают более широкую область вокруг пересечений, и тогда каждая галактика оказывается частью какого либо сверхскопления. В любом случае сверхскопления – полезная категория для картографирования среды, в которой мы обитаем, но к нашему потенциалу она особого отношения не имеет.
Как правило, считается, что открытие о расширении Вселенной сделали Эдвин Хаббл и Жорж Леметр, которые пришли к этому выводу независимо друг от друга: один в 1927 году, а другой – в 1929 м (Gibney, 2018). О том, что расширение Вселенной ускоряется, мы узнали лишь в конце 1990 х годов (Riess et al., 1998), и авторам этого открытия в 2011 году вручили Нобелевскую премию по физике.
Далее я описываю пределы такими, какими они были бы в простейшей из известных парадигм ускоряющегося расширения, где объяснением всему служит существование космологической постоянной. Эта модель называется согласованной космологией, или ΛCDM. Если объяснять ускоряющееся расширение иначе (и даже называть его иллюзорным), пределы, вероятно, будут совсем иными, а возможно, исчезнут вовсе.
У света из этих галактик было всего 13,8 млрд лет, чтобы дойти до нас (таков возраст нашей Вселенной), но они в настоящее время находятся от нас на расстоянии 46 млрд световых лет, поскольку пространство, разделяющее нас, расширялось на протяжении всего этого времени.
Предел в 63 млрд световых лет – это сумма расстояния, которое мы сегодня можем наблюдать (46,4 млрд световых лет), и расстояния, на которое мы сегодня можем оказывать влияние (16,5 млрд световых лет).
Если улететь с Земли в определенном направлении, то в этом направлении можно заглянуть чуть дальше. В крайнем случае, если перемещаться со скоростью света, в конце концов можно добраться до места, которое в настоящее время находится примерно в 16 млрд световых лет от Земли, и увидеть всю окончательно наблюдаемую Вселенную с центром в далекой точке. Вы не увидите больше, чем кто либо из находящихся здесь, но зато увидите другие части Вселенной, включая и те, которые отсюда нельзя будет разглядеть никогда. Однако, согласно лучшим из имеющихся у нас теорий, наблюдать хоть что то, что находится дальше чем в 79 млрд световых лет от нас, совершенно невозможно.
Как ни удивительно, влияемая область немного выходит за границы “объема Хаббла” – сферы, содержащей все галактики, которые удаляются от нас со скоростью ниже скорости света (в настоящее время ее радиус составляет 14,4 млрд световых лет). Это объясняется тем, что по прежнему сохраняется возможность добраться до некоторых из ближайших галактик, которые удаляются от нас со скоростью выше скорости света. Казалось бы, это невыполнимо, поскольку ничто в пространстве не может двигаться быстрее скорости света, но нам можно прибегнуть к тому же фокусу, которым пользуются сами далекие галактики. Они удаляются так быстро не потому, что быстро перемещаются в пространстве, а потому, что пространство между нами расширяется. Если посветить фонарем в небо, испускаемый свет также будет удаляться от вас со скоростью выше скорости света в силу расширения пространства между вами. Часть фотонов, которые вы выпустите, в конце концов окажется примерно в 2 млрд световых лет за пределами объема Хаббла. Поскольку почти любые ваши действия влияют на распределение фотонов, которые отражаются от Земли в далекий космос, практически невозможно не влиять на вещи, находящиеся в 16 млрд световых лет от вас, просто занимаясь своими делами.
Следовательно, хотя понятие “объем Хаббла” (или “сфера Хаббла”) часто используется для обозначения всего, на что мы когда либо сможем повлиять, на самом деле лучше называть эту область “влияемой Вселенной”, поскольку этот термин и точнее, и информативнее.
При расчетах автор отталкивался от плотности в 0,009 галактики на кубический световой мегагод, данные взяты из работы Conselice et al. (2016). Количество галактик, которые ежегодно становятся видимыми или выходят из сферы нашего влияния, сильно зависит от ответа на нерешенный вопрос о том, сколько всего галактик во Вселенной (см. примечание 15 к этой главе).
Главная сложность – маленькие частицы пыли в межгалактических пустотах. Если космический корабль столкнется с ними на скорости, близкой к скорости света, то столкновение окажется сокрушительным. Вероятность того, что космический корабль не встретит на своем пути ни одной частицы пыли, снижается по экспоненте по мере увеличения преодолеваемого расстояния, поэтому перемещение на длинные дистанции одним махом может быть сопряжено с серьезными трудностями. Вероятно, потребуется какое нибудь экранирование. По расчетам моего коллеги Эрика Дрекслера, отправка нескольких слоев экранирующего материала перед кораблем может его защитить, но это, разумеется, лишь умозрительное предположение.
Расстояния, вероятно, можно было бы сократить (и, возможно, существенно), если использовать звезды, редко рассеянные между галактиками.
Ожидаемая ценность нашего будущего – это нечто вроде произведения его продолжительности, масштаба, качества и вероятности того, что мы к нему придем. Поскольку это произведение, увеличение любого из множителей в некоторое количество раз оказывает такое же влияние на ожидаемую ценность. Следовательно, лучше направлять наши скромные силы на тот элемент, который легче всего поддается улучшению в относительном выражении.
Аргумент о том, что осторожность важнее спешки, первым сформулировал Ник Бустрём (2003), хотя он основывался на других эмпирических допущениях. Он оценил годовую стоимость задержки по энергии звездного света, которую мы пока не собираем в поддающейся колонизации области нашей Вселенной. Однако я считаю, что звездный свет не главный из ресурсов, которые мы могли бы получить (в энергию через звездный свет преобразуется менее одной тысячной массы звезды), и решающее значение имеет сокращение размеров этой поддающейся колонизации области.
Сам я полагаю, что ежегодные пропорциональные потери примерно равны доле галактик, которые становятся недоступными из за космического расширения. Вполне возможно, что и это вскоре окажется неверным: например, если технически путешествия между галактиками будут неосуществимы или если ускорение расширения Вселенной будет опровергнуто. Но я думаю, что с большой вероятностью основная мысль останется неизменной: что пропорциональные потери очень малы – скорее всего, менее одной части на миллиард. Это связано с тем, что большинство приемлемых шкал времени, где можно задать эту пропорцию, сами измеряются миллиардами лет (возраст Вселенной, продолжительность
