Czy wiesz, że obserwowany przez nas wszechświat ma dość określone granice? Jesteśmy przyzwyczajeni do kojarzenia Wszechświata z czymś nieskończonym i niezrozumiałym. Jednak współczesna nauka na pytanie o „nieskończoność” Wszechświata daje zupełnie inną odpowiedź na tak „oczywiste” pytanie.
Zgodnie z nowoczesnymi koncepcjami rozmiar obserwowalnego Wszechświata wynosi około 45,7 miliarda lat świetlnych (czyli 14,6 gigaparseków). Ale co oznaczają te liczby?
Granica bezkresu
Pierwsze pytanie, które przychodzi do głowy zwykłemu człowiekowi, brzmi: dlaczego Wszechświat w ogóle nie może być nieskończony? Wydawałoby się bezsporne, że pojemnik na wszystko, co istnieje wokół nas, nie powinien mieć granic. Jeśli te granice istnieją, jakie one są?
Powiedzmy, że jakiś astronauta poleciał do granic wszechświata. Co zobaczy przed sobą? Solidna ściana? Bariera ogniowa? A co za tym kryje się - pustka? Inny wszechświat? Ale czy pustka lub inny Wszechświat może oznaczać, że jesteśmy na granicy wszechświata? Przecież to nie znaczy, że „nic” nie istnieje. Pustka i inny Wszechświat też są „czymś”. Ale Wszechświat jest czymś, co zawiera absolutnie wszystko „coś”.
Dochodzimy do absolutnej sprzeczności. Okazuje się, że granica Wszechświata powinna ukrywać przed nami coś, czego nie powinno być. Albo granica Wszechświata powinna odgradzać „wszystko” od „czegoś”, ale to „coś” też powinno być częścią „wszystkiego”. Ogólnie zupełny absurd. W takim razie jak naukowcy mogą twierdzić, że nasz wszechświat ma ograniczoną wielkość, masę, a nawet wiek? Te wartości, choć niewyobrażalnie duże, nadal są skończone. Czy nauka kłóci się z oczywistością? Aby sobie z tym poradzić, najpierw prześledźmy, jak ludzie doszli do współczesnego zrozumienia wszechświata.
Film promocyjny:
Poszerzanie granic
Od niepamiętnych czasów człowiek interesował się tym, czym jest otaczający go świat. Nie trzeba podawać przykładów trzech wielorybów ani innych prób wyjaśnienia wszechświata przez starożytnych. Z reguły ostatecznie wszystko sprowadzało się do tego, że fundamentem wszystkiego, co istnieje, jest firmament ziemski. Nawet w starożytności i średniowieczu, kiedy astronomowie mieli rozległą wiedzę o prawach rządzących ruchem planet wzdłuż „nieruchomej” sfery niebieskiej, Ziemia pozostawała centrum Wszechświata.
Oczywiście nawet w starożytnej Grecji byli tacy, którzy wierzyli, że Ziemia kręci się wokół Słońca. Byli tacy, którzy mówili o wielu światach i nieskończoności wszechświata. Ale konstruktywne uzasadnienie tych teorii pojawiło się dopiero na przełomie rewolucji naukowej.
W XVI wieku polski astronom Mikołaj Kopernik dokonał pierwszego poważnego przełomu w zrozumieniu Wszechświata. Mocno udowodnił, że Ziemia jest tylko jedną z planet krążących wokół Słońca. Taki system znacznie uprościł wyjaśnienie tak złożonego i zawiłego ruchu planet w sferze niebieskiej. W przypadku nieruchomej Ziemi astronomowie musieli wymyślić różnego rodzaju genialne teorie, aby wyjaśnić to zachowanie planet. Z drugiej strony, jeśli przyjmiemy, że Ziemia jest ruchoma, wyjaśnienie tak zawiłych ruchów jest naturalne. W ten sposób w astronomii powstał nowy paradygmat zwany „heliocentryzmem”.
Wiele słońc
Jednak nawet po tym astronomowie nadal ograniczali wszechświat do „sfery gwiazd stałych”. Aż do XIX wieku nie potrafili oszacować odległości do gwiazd. Od kilku stuleci astronomowie bezskutecznie usiłują wykryć odchylenia pozycji gwiazd względem ruchu orbitalnego Ziemi (coroczne paralaksy). Instrumenty z tamtych czasów nie pozwalały na tak dokładne pomiary.
Vega, nakręcony przez ESO
Wreszcie w 1837 roku rosyjsko-niemiecki astronom Wasilij Struwe zmierzył paralaksę α Lyry. To był nowy krok w zrozumieniu skali przestrzeni. Teraz naukowcy mogliby śmiało powiedzieć, że gwiazdy są odległymi podobieństwami do Słońca. Odtąd nasz luminarz nie jest centrum wszystkiego, ale równym „mieszkańcem” nieskończonej gromady gwiazd.
Astronomowie jeszcze bardziej zbliżyli się do zrozumienia skali wszechświata, ponieważ odległości do gwiazd okazały się naprawdę potworne. W porównaniu z tym nawet rozmiar orbit planet wydawał się nieistotny. Następnie konieczne było zrozumienie, w jaki sposób gwiazdy są skoncentrowane we Wszechświecie.
Wiele Drogi Mlecznej
Słynny filozof Immanuel Kant przewidział podstawy współczesnego rozumienia wielkoskalowej struktury Wszechświata już w 1755 roku. Postawił hipotezę, że Droga Mleczna jest ogromną, obracającą się gromadą gwiazd. Z kolei wiele z obserwowanych mgławic to także bardziej odległe „drogi mleczne” - galaktyki. Mimo to, aż do XX wieku astronomowie trzymali się faktu, że wszystkie mgławice są źródłem powstawania gwiazd i są częścią Drogi Mlecznej.
Sytuacja zmieniła się, gdy astronomowie nauczyli się mierzyć odległości między galaktykami za pomocą cefeid. Absolutna jasność gwiazd tego typu jest ściśle uzależniona od okresu ich zmienności. Porównując ich jasność absolutną z jasnością widzialną, można z dużą dokładnością określić odległość do nich. Ta metoda została opracowana na początku XX wieku przez Einara Herzsrunga i Harlowa Shelpy'ego. Dzięki niemu radziecki astronom Ernst Epik w 1922 roku określił odległość do Andromedy, która okazała się o rząd wielkości większa niż wielkość Drogi Mlecznej.
Edwin Hubble kontynuował wysiłki Epic. Mierząc jasność cefeid w innych galaktykach, zmierzył odległość do nich i porównał ją z przesunięciem ku czerwieni w ich widmach. Dlatego w 1929 roku opracował swoje słynne prawo. Jego praca definitywnie obaliła ustalone przekonanie, że Droga Mleczna jest krawędzią wszechświata. Teraz była jedną z wielu galaktyk, które kiedyś uważano za jej integralną część. Hipoteza Kanta potwierdziła się prawie dwa wieki po jej opracowaniu.
Później odkryta przez Hubble'a zależność między odległością galaktyki od obserwatora a szybkością jej usuwania od obserwatora umożliwiła stworzenie pełnego obrazu wielkoskalowej struktury Wszechświata. Okazało się, że galaktyki to tylko niewielka część. Łączyły się w gromady, gromady w supergromady. Z kolei supergromady tworzą największe znane struktury we wszechświecie - włókna i ściany. Struktury te, sąsiadujące z ogromnymi superwoidami (pustkami), składają się na wielkoskalową strukturę obecnie znanego wszechświata.
Pozorna nieskończoność
Z powyższego wynika, że w ciągu zaledwie kilku stuleci nauka stopniowo przeszła od geocentryzmu do nowoczesnego rozumienia Wszechświata. Jednak to nie daje odpowiedzi na pytanie, dlaczego w dzisiejszych czasach ograniczamy Wszechświat. W końcu do tej pory chodziło tylko o skalę kosmosu, a nie o samą jego naturę.
Ewolucja wszechświata
Pierwszym, który zdecydował się uzasadnić nieskończoność Wszechświata, był Izaak Newton. Odkrywszy prawo powszechnej grawitacji, wierzył, że gdyby przestrzeń była skończona, wszystkie jej ciała prędzej czy później połączą się w jedną całość. Przed nim, jeśli ktoś wyraził ideę nieskończoności Wszechświata, to wyłącznie w kluczu filozoficznym. Bez żadnego naukowego uzasadnienia. Przykładem tego jest Giordano Bruno. Nawiasem mówiąc, podobnie jak Kant wyprzedzał naukę o wiele stuleci. Był pierwszym, który oświadczył, że gwiazdy są odległymi słońcami, a planety też krążą wokół nich.
Wydawać by się mogło, że sam fakt nieskończoności jest całkiem uzasadniony i oczywisty, ale przełomowe momenty nauki XX wieku wstrząsnęły tą „prawdą”.
Stacjonarny wszechświat
Albert Einstein zrobił pierwszy znaczący krok w kierunku opracowania nowoczesnego modelu wszechświata. Słynny fizyk przedstawił swój model stacjonarnego wszechświata w 1917 roku. Model ten był oparty na ogólnej teorii względności, którą opracował w tym samym roku wcześniej. Zgodnie z jego modelem wszechświat jest nieskończony w czasie i skończony w przestrzeni. Ale, jak zauważono wcześniej, według Newtona wszechświat o skończonych rozmiarach powinien się zapaść. Aby to zrobić, Einstein wprowadził stałą kosmologiczną, która kompensowała przyciąganie grawitacyjne odległych obiektów.
Choć może się to wydawać paradoksalne, Einstein nie ograniczył samej skończoności Wszechświata. Jego zdaniem Wszechświat jest zamkniętą skorupą hipersfery. Analogią jest powierzchnia zwykłej trójwymiarowej kuli, na przykład kuli ziemskiej lub Ziemi. Bez względu na to, ile podróżnik podróżuje po Ziemi, nigdy nie dotrze do jej krawędzi. Nie oznacza to jednak wcale, że Ziemia jest nieskończona. Podróżnik po prostu wróci do miejsca, w którym rozpoczął swoją podróż.
Na powierzchni hipersfery
Podobnie kosmiczny wędrowiec, pokonujący wszechświat Einsteina na statku kosmicznym, może wrócić na Ziemię. Tylko tym razem wędrowiec będzie poruszał się nie po dwuwymiarowej powierzchni kuli, ale po trójwymiarowej powierzchni hipersfery. Oznacza to, że Wszechświat ma skończoną objętość, a zatem skończoną liczbę gwiazd i masę. Jednak Wszechświat nie ma granic ani żadnego centrum.
Przyszłość wszechświata
Einstein doszedł do takich wniosków, łącząc przestrzeń, czas i grawitację w swojej słynnej teorii. Przed nim koncepcje te były uważane za odrębne, dlatego przestrzeń Wszechświata była czysto euklidesowa. Einstein udowodnił, że sama grawitacja jest krzywizną czasoprzestrzeni. To radykalnie zmieniło wczesne wyobrażenia o naturze Wszechświata, oparte na klasycznej mechanice Newtona i geometrii euklidesowej.
Rozszerzający się wszechświat
Nawet sam odkrywca „nowego Wszechświata” nie był obcy złudzeniom. Chociaż Einstein ograniczył wszechświat w przestrzeni, nadal uważał go za statyczny. Zgodnie z jego modelem Wszechświat był i pozostaje wieczny, a jego wielkość zawsze pozostaje taka sama. W 1922 roku radziecki fizyk Alexander Fridman znacznie rozszerzył ten model. Według jego obliczeń wszechświat wcale nie jest statyczny. Z czasem może się rozszerzać lub kurczyć. Warto zauważyć, że Friedman doszedł do takiego modelu, opartego na tej samej teorii względności. Był w stanie dokładniej zastosować tę teorię, pomijając stałą kosmologiczną.
Albert Einstein nie od razu przyjął tę „poprawkę”. Na ratunek nowemu modelowi przyszło wspomniane wcześniej odkrycie Hubble'a. Rozpraszanie galaktyk bezsprzecznie dowiodło faktu ekspansji Wszechświata. Więc Einstein musiał przyznać się do błędu. Teraz wszechświat miał określony wiek, który ściśle zależy od stałej Hubble'a, która charakteryzuje szybkość jego ekspansji.
Dalszy rozwój kosmologii
Gdy naukowcy próbowali rozwiązać to pytanie, odkryto wiele innych ważnych elementów wszechświata i opracowano różne modele. Tak więc w 1948 roku Georgy Gamov przedstawił hipotezę „o gorącym Wszechświecie”, która później przekształciła się w teorię Wielkiego Wybuchu. Odkrycie w 1965 roku reliktowego promieniowania potwierdziło jego przypuszczenia. Astronomowie mogli teraz obserwować światło, które przyszło w momencie, gdy wszechświat stał się przezroczysty.
Ciemna materia, przewidziana w 1932 roku przez Fritza Zwicky'ego, została potwierdzona w 1975 roku. Ciemna materia tak naprawdę wyjaśnia samo istnienie galaktyk, gromad galaktycznych i samego Wszechświata jako całości. Naukowcy dowiedzieli się więc, że większość masy Wszechświata jest całkowicie niewidoczna.
Z czego zbudowany jest wszechświat
Wreszcie, w 1998 roku, podczas badania odległości do supernowych typu Ia, odkryto, że wszechświat rozszerza się z przyspieszeniem. Ten kolejny punkt zwrotny w nauce dał początek nowoczesnemu zrozumieniu natury wszechświata. Współczynnik kosmologiczny wprowadzony przez Einsteina i obalony przez Friedmana ponownie znalazł swoje miejsce w modelu Wszechświata. Obecność współczynnika kosmologicznego (stałej kosmologicznej) wyjaśnia jego przyspieszoną ekspansję. Aby wyjaśnić obecność stałej kosmologicznej, wprowadzono pojęcie ciemnej energii - hipotetycznego pola zawierającego większość masy Wszechświata.
Obecny model wszechświata nazywany jest także modelem ΛCDM. Litera „Λ” oznacza obecność stałej kosmologicznej, która wyjaśnia przyspieszoną ekspansję wszechświata. CDM oznacza, że wszechświat jest wypełniony zimną ciemną materią. Najnowsze badania wskazują, że stała Hubble'a wynosi około 71 (km / s) / Mpc, co odpowiada wiekowi Wszechświata 13,75 miliardów lat. Znając wiek Wszechświata, można oszacować wielkość jego obserwowalnego obszaru.
Ewolucja wszechświata
Zgodnie z teorią względności informacja o jakimkolwiek obiekcie nie może dotrzeć do obserwatora z prędkością większą niż prędkość światła (299792458 km / s). Okazuje się, że obserwator widzi nie tylko przedmiot, ale także jego przeszłość. Im dalej obiekt jest od niego, tym bardziej odległa jest przeszłość. Na przykład patrząc na Księżyc, widzimy, co to było nieco ponad sekundę temu, Słońce - ponad osiem minut temu, najbliższe gwiazdy - lata, galaktyki - miliony lat temu itd. W stacjonarnym modelu Einsteina Wszechświat nie ma granicy wieku, co oznacza, że jego obserwowalny obszar również nie jest niczym ograniczony. Obserwator, uzbrojony w coraz bardziej zaawansowane instrumenty astronomiczne, będzie obserwował coraz bardziej odległe i starożytne obiekty.
Mamy inny obraz z nowoczesnym modelem Wszechświata. Według niej Wszechświat ma swój wiek, a więc granicę obserwacji. Oznacza to, że od narodzin Wszechświata żaden foton nie miałby czasu na pokonanie odległości większej niż 13,75 miliarda lat świetlnych. Okazuje się, że możemy stwierdzić, że obserwowalny Wszechświat jest ograniczony od obserwatora przez obszar kulisty o promieniu 13,75 miliarda lat świetlnych. Jednak nie jest to do końca prawdą. Nie zapomnij o rozszerzaniu przestrzeni Wszechświata. Dopóki foton nie dotrze do obserwatora, obiekt, który go wyemitował, będzie znajdował się w odległości 45,7 miliardów sv od nas. lat. Ten rozmiar jest horyzontem cząstek i jest granicą obserwowalnego Wszechświata.
Zatem rozmiar obserwowalnego Wszechświata jest podzielony na dwa typy. Widoczny rozmiar, zwany także promieniem Hubble'a (13,75 miliarda lat świetlnych). I rzeczywisty rozmiar, zwany horyzontem cząstek (45,7 miliarda lat świetlnych). Zasadniczo oba te horyzonty w ogóle nie charakteryzują rzeczywistej wielkości Wszechświata. Po pierwsze, zależą one od pozycji obserwatora w przestrzeni. Po drugie, zmieniają się w czasie. W przypadku modelu ΛCDM horyzont cząstek rozszerza się z prędkością większą niż horyzont Hubble'a. Na pytanie, czy ten trend zmieni się w przyszłości, współczesna nauka nie daje odpowiedzi. Ale jeśli przyjmiemy, że Wszechświat nadal się rozszerza z przyspieszeniem, to wszystkie obiekty, które teraz widzimy, wcześniej czy później znikną z naszego „pola widzenia”.
W tej chwili najbardziej odległym światłem obserwowanym przez astronomów jest mikrofalowe promieniowanie tła. Zaglądając do niego, naukowcy widzą Wszechświat takim, jakim był 380 tysięcy lat po Wielkim Wybuchu. W tej chwili Wszechświat ochłodził się tak bardzo, że był w stanie emitować wolne fotony, które są dziś wychwytywane za pomocą radioteleskopów. W tamtych czasach we Wszechświecie nie było gwiazd ani galaktyk, a jedynie stały obłok wodoru, helu i znikomej ilości innych pierwiastków. Z niejednorodności obserwowanych w tym obłoku następnie utworzą się gromady galaktyczne. Okazuje się, że dokładnie te obiekty, które powstają z niejednorodności promieniowania reliktowego, znajdują się najbliżej horyzontu cząstek.
Prawdziwe granice
To, czy wszechświat ma prawdziwe, nieobserwowalne granice, wciąż jest przedmiotem pseudonaukowych przypuszczeń. Tak czy inaczej, wszyscy zbiegają się w nieskończoność Wszechświata, ale interpretują tę nieskończoność na zupełnie inny sposób. Niektórzy uważają Wszechświat za wielowymiarowy, gdzie nasz „lokalny” trójwymiarowy Wszechświat jest tylko jedną z jego warstw. Inni mówią, że wszechświat jest fraktalem - co oznacza, że nasz wszechświat lokalny może być cząstką innego. Nie zapomnij o różnych modelach Multiwersu z jego zamkniętymi, otwartymi, równoległymi wszechświatami, tunelami czasoprzestrzennymi. Istnieje wiele, wiele różnych wersji, których liczbę ogranicza tylko ludzka wyobraźnia.
Ale jeśli włączymy zimny realizm lub po prostu odejdziemy od wszystkich tych hipotez, możemy założyć, że nasz Wszechświat jest nieskończonym, jednorodnym repozytorium wszystkich gwiazd i galaktyk. Co więcej, w każdym bardzo odległym punkcie, czy to miliardów gigaparseków od nas, wszystkie warunki będą dokładnie takie same. W tym momencie będzie dokładnie ten sam horyzont cząstek i sfera Hubble'a z tym samym reliktowym promieniowaniem na ich krawędzi. Wokół będą te same gwiazdy i galaktyki. Co ciekawe, nie stoi to w sprzeczności z rozszerzaniem się wszechświata. W końcu to nie tylko Wszechświat się rozszerza, ale sama jego przestrzeń. Fakt, że w momencie Wielkiego Wybuchu Wszechświat powstał tylko z jednego punktu, mówi, że nieskończenie małe (praktycznie zerowe) wymiary, które wtedy były, teraz zmieniły się w niewyobrażalnie duże. W dalszej części użyjemy właśnie tej hipotezy, aby to zapewnićktóre jasno rozumieją skalę obserwowalnego wszechświata.
Reprezentacja wizualna
Różne źródła dostarczają wszelkiego rodzaju modeli wizualnych, które pozwalają ludziom zrozumieć skalę wszechświata. Jednak nie wystarczy nam uświadomić sobie, jak duży jest kosmos. Ważne jest, aby zrozumieć, w jaki sposób koncepcje takie jak horyzont Hubble'a i horyzont cząstek faktycznie manifestują się. Aby to zrobić, wyobraźmy sobie nasz model krok po kroku.
Zapomnijmy, że współczesna nauka nie wie o „obcym” regionie Wszechświata. Odrzucając wersje o multiwersie, fraktalnym Wszechświecie i innych jego „odmianach”, wyobraź sobie, że jest on po prostu nieskończony. Jak wspomniano wcześniej, nie stoi to w sprzeczności z rozszerzaniem jej przestrzeni. Oczywiście weźmy pod uwagę fakt, że jego sfera Hubble'a i kula cząstek mają odpowiednio 13,75 i 45,7 miliarda lat świetlnych.
Skala wszechświata
Na początek spróbujmy uświadomić sobie, jak duża jest uniwersalna skala. Jeśli podróżowałeś po naszej planecie, możesz sobie wyobrazić, jak duża jest dla nas Ziemia. Teraz wyobraźmy sobie naszą planetę jako ziarno gryki krążące wokół arbuza-Słońca o połowę mniejszego od boiska piłkarskiego. W tym przypadku orbita Neptuna będzie odpowiadać rozmiarom małego miasta, regionowi chmury Oorta do Księżyca, obszarowi granicy wpływu Słońca na Marsa. Okazuje się, że nasz Układ Słoneczny jest tak samo większy od Ziemi, jak Mars jest większy niż kasza gryczana! Ale to dopiero początek.
Teraz wyobraźmy sobie, że ta gryka będzie naszym systemem, którego wielkość jest w przybliżeniu równa jednemu parsekowi. Wtedy Droga Mleczna będzie wielkości dwóch stadionów piłkarskich. Jednak nawet to nam nie wystarczy. Będziemy musieli zmniejszyć Drogę Mleczną do rozmiaru centymetra. Będzie trochę przypominać kawową piankę owiniętą w wir pośrodku czarnej jak kawa przestrzeni międzygalaktycznej. Dwadzieścia centymetrów od niej znajduje się ten sam spiralny „okruch” - Mgławica Andromedy. Wokół nich będzie rój małych galaktyk z naszej Lokalnej Gromady. Pozorny rozmiar naszego Wszechświata wyniesie 9,2 km. Doszliśmy do zrozumienia uniwersalnych wymiarów wewnątrz uniwersalnej bańki
Nie wystarczy nam jednak zrozumienie samej skali. Ważne jest, aby zrozumieć dynamikę wszechświata. Wyobraźmy sobie siebie jako gigantów, dla których Droga Mleczna ma centymetrową średnicę. Jak już wspomniano, znajdujemy się wewnątrz kuli o promieniu 4,57 i średnicy 9,24 km. Wyobraźmy sobie, że jesteśmy w stanie zawisnąć w tej sferze, podróżować, pokonując całe megaparseki w ciągu sekundy. Co zobaczymy, jeśli nasz wszechświat jest nieskończony?
Oczywiście przed nami będzie nieskończona liczba wszelkiego rodzaju galaktyk. Eliptyczny, spiralny, nieregularny. Niektóre obszary będą się nimi roiły, inne będą puste. Główną cechą będzie to, że wizualnie wszyscy będą nieruchomi, podczas gdy my będziemy nieruchomi. Ale gdy tylko zrobimy krok, same galaktyki zaczną się poruszać. Na przykład, jeśli jesteśmy w stanie zobaczyć mikroskopijny Układ Słoneczny w centymetrowej Drodze Mlecznej, możemy obserwować jego rozwój. Przemieszczając się 600 metrów od naszej galaktyki, zobaczymy protogwiazdę i dysk protoplanetarny w momencie formowania się. Zbliżając się do niego zobaczymy, jak pojawia się Ziemia, powstaje życie i pojawia się człowiek. Podobnie zobaczymy, jak galaktyki zmieniają się i poruszają, gdy się do nich oddalamy lub zbliżamy.
W konsekwencji im bardziej odległe galaktyki patrzymy, tym starsze będą dla nas. Zatem najbardziej odległe galaktyki będą znajdować się dalej niż 1300 metrów od nas, a na przełomie 1380 metrów zobaczymy promieniowanie reliktowe. To prawda, że ta odległość będzie dla nas wyimaginowana. Jednak w miarę zbliżania się do promieniowania relikwii zobaczymy ciekawy obraz. Naturalnie będziemy obserwować, jak galaktyki będą się formować i rozwijać z pierwotnej chmury wodoru. Kiedy docieramy do jednej z tych uformowanych galaktyk, zdajemy sobie sprawę, że w ogóle nie pokonaliśmy 1,375 kilometrów, ale całe 4,57.
Downsizing
W rezultacie będziemy rosnąć jeszcze bardziej. Teraz możemy umieścić w pięści całe pustki i ściany. Znajdujemy się więc w dość małej bańce, z której nie sposób się wydostać. Nie tylko odległość do obiektów na krawędzi bańki będzie się zwiększać w miarę zbliżania się, ale sama krawędź będzie dryfować w nieskończoność. To jest cały punkt dotyczący rozmiaru obserwowalnego wszechświata.
Bez względu na to, jak duży jest Wszechświat, dla obserwatora zawsze pozostanie on ograniczoną bańką. Obserwator zawsze będzie w centrum tej bańki, w rzeczywistości jest jej centrum. Próbując dotrzeć do dowolnego obiektu na krawędzi bańki, obserwator przesunie jego środek. W miarę zbliżania się do obiektu obiekt ten będzie się coraz bardziej oddalał od krawędzi bańki i jednocześnie będzie się zmieniał. Na przykład bezkształtna chmura wodoru zamieni się w pełnoprawną galaktykę lub dalej w gromadę galaktyk. Ponadto droga do tego obiektu będzie się zwiększać w miarę zbliżania się do niego, ponieważ zmieni się sama otaczająca przestrzeń. Gdy już dotrzemy do tego obiektu, po prostu przesuwamy go od krawędzi bańki do jej środka. Na krańcach wszechświata promieniowanie reliktów również będzie migotać.
Jeśli założymy, że Wszechświat będzie nadal rozszerzał się w przyspieszonym tempie, znajdując się w środku bańki i przez miliardy, biliony, a nawet kolejne rzędy lat do przodu, zobaczymy jeszcze ciekawszy obraz. Chociaż nasza bańka również będzie rosła, jej mutujące składniki będą się od nas oddalać jeszcze szybciej, opuszczając krawędź tej bańki, aż każda cząstka Wszechświata nie będzie wędrować rozproszona w swojej samotnej bańce bez zdolności do interakcji z innymi cząstkami.
Tak więc współczesna nauka nie ma informacji o tym, jakie są rzeczywiste wymiary Wszechświata i czy ma on granice. Ale wiemy na pewno, że obserwowalny Wszechświat ma widzialną i prawdziwą granicę, zwaną odpowiednio promieniem Hubble'a (13,75 miliarda lat świetlnych) i promieniem cząstek (45,7 miliarda lat świetlnych). Te granice są całkowicie zależne od pozycji obserwatora w przestrzeni i rozszerzają się w czasie. Jeśli promień Hubble'a rozszerza się ściśle z prędkością światła, to ekspansja horyzontu cząstek jest przyspieszana. Pytanie, czy jego przyspieszenie horyzontu cząstek będzie dalej trwało i czy nie zmieni się w kompresję, pozostaje otwarte.