Kas teadsite, et universumil, mida me vaatleme, on üsna kindlad piirid? Oleme harjunud seostama Universumit millegi lõpmatu ja arusaamatuga. Kuid kaasaegne teadus universumi "lõpmatuse" küsimusele pakub sellisele "ilmsele" küsimusele hoopis teistsuguse vastuse.
Kaasaegsete kontseptsioonide kohaselt on vaadeldava universumi suurus umbes 45,7 miljardit valgusaastat (ehk 14,6 gigaparsec). Aga mida need numbrid tähendavad?
Piiritu piir
Esimene küsimus, mis tavainimesele pähe tuleb, on see, kuidas universum ei saa üldse lõpmatu olla? Näib vaieldamatu, et kõige meie ümbruses oleval konteineril ei tohiks olla piire. Mis need piirid on, siis mis need on?
Ütleme nii, et mõni astronaut lendas universumi piiridele. Mida ta ees näeb? Kindel sein? Tuletõke? Ja mis selle taga on - tühjus? Veel üks universum? Kuid kas tühjus või mõni muu Universum võib tähendada, et oleme universumi piiril? Lõppude lõpuks ei tähenda see seda, et poleks midagi. Tühjus ja teine Universum on samuti “midagi”. Kuid Universum on midagi, mis sisaldab absoluutselt kõike “midagi”.
Jõuame absoluutse vastuoluni. Selgub, et Universumi piir peaks varjama meie eest midagi, mis ei tohiks olla. Või peaks Universumi piir aitama "kõike" mitte millestki, vaid ka see "midagi" peaks olema osa "kõigest". Üldiselt täielik absurd. Kuidas saavad teadlased väita meie universumi piiravat suurust, massi ja isegi vanust? Need väärtused, ehkki kujuteldamatult suured, on siiski piiritletud. Kas teadus vaidleb ilmselgega? Sellega tegelemiseks uurime kõigepealt, kuidas inimesed jõudsid universumi moodsa mõistmiseni.
Reklaamvideo:
Piire laiendades
Juba ammustest aegadest on inimest huvitanud, milline on nende ümbritsev maailm. Ei tohi tuua näiteid kolme vaala kohta ja muistsete iidsete katsete kohta universumit selgitada. Reeglina tabas see kõik lõpuks seda, et kõige olemasoleva alus on maine taevakeha. Isegi antiikajal ja keskajal, kui astronoomidel oli ulatuslik teadmine planeetide liikumist mööda "fikseeritud" taevasfääri reguleerivatest seadustest, jäi Maa universumi keskpunktiks.
Loomulikult leidus isegi Vana-Kreekas neid, kes uskusid, et Maa keerles ümber Päikese. Oli neid, kes rääkisid paljudest maailmadest ja universumi lõpmatusest. Kuid nende teooriate konstruktiivne põhjendamine tekkis alles teadusliku revolutsiooni alguses.
16. sajandil tegi Poola astronoom Nicolaus Copernicus esimese suurema läbimurde Universumi mõistmisel. Ta tõestas kindlalt, et Maa on vaid üks Päikesest tiirlevatest planeetidest. Selline süsteem lihtsustas oluliselt planeetide sellise keeruka ja keeruka liikumise seletamist taevasfääris. Statsionaarse maa korral pidid astronoomid leiutama kõikvõimalikke leidlikke teooriaid, et selgitada seda planeetide käitumist. Teisest küljest, kui võtta Maa liikuvaks, tuleb selliste keerukate liikumiste seletus loomulik. Nii loodi astronoomias uus paradigma nimega "heliotsentrism".
Paljud päikesed
Kuid isegi pärast seda jätkasid astronoomid universumi piirdumist "fikseeritud tähtede sfääriga". Kuni 19. sajandini ei osanud nad tähtede kaugust hinnata. Astronoomid on mitu sajandit asjata püüdnud tuvastada tähtede asendi hälbeid Maa orbitaalliikumise suhtes (aastased parallaksid). Nende aegade mõõteriistad ei võimaldanud nii täpseid mõõtmisi.
Vega, tulistas ESO
Lõpuks mõõtis 1837. aastal Vene-Saksa astronoom Vassili Struve Lyra parallaksi α. See tähistas uut sammu kosmose ulatuse mõistmisel. Nüüd võisid teadlased julgelt öelda, et tähed on Päikesega kauged sarnasused. Ja nüüdsest pole meie helendus mitte kõige keskpunkt, vaid lõputu tähtklastri võrdne "elanik".
Astronoomid on universumi ulatuse mõistmisele veelgi lähemale jõudnud, sest kaugused tähtedeni osutusid tõeliselt koletuks. Isegi planeetide orbiitide suurus tundus sellega võrreldes tähtsusetu. Siis oli vaja aru saada, kuidas tähed on Universumis koondunud.
Paljud Linnutee
Kuulus filosoof Immanuel Kant nägi juba 1755. aastal ette universumi suuremahulise struktuuri tänapäevase mõistmise aluseid. Ta püstitas hüpoteesi, et Linnutee on tohutu pöörlev tähtede klaster. Paljud vaadeldavad udukogud on omakorda ka kaugemad "piimjas teed" - galaktikad. Sellest hoolimata pidasid astronoomid kuni 20. sajandini kinni, et kõik udud on tähtede moodustumise allikad ja Linnutee osa.
Olukord muutus siis, kui astronoomid õppisid, kuidas mõõta galaktikate vahelist vahemaad, kasutades Kefeide. Seda tüüpi tähtede absoluutne heledus sõltub rangelt nende varieeruvuse perioodist. Võrreldes nende absoluutset heledust nähtavaga, on võimalik suure täpsusega kindlaks määrata nende kaugus. Selle meetodi töötasid välja 20. sajandi alguses Einar Herzsrung ja Harlow Shelpy. Tänu temale määras Nõukogude astronoom Ernst Epik 1922. aastal Andromeeda kauguse, mis osutus Linnutee suurusest suuremaks suurusjärku.
Edwin Hubble jätkas Epicu püüdlusi. Mõõtes kefeidide heledust teistes galaktikates, mõõtis ta nende kaugust ja võrdles seda nende spektri punanihkega. Nii töötas ta 1929. aastal välja oma kuulsa seaduse. Tema töö lükkas lõplikult väljakujunenud veendumuse, et Linnutee on universumi serv. See oli nüüd üks paljudest galaktikatest, mida kunagi peeti selle lahutamatuks osaks. Kanti hüpotees kinnitati peaaegu kaks sajandit pärast selle väljatöötamist.
Hiljem võimaldas Hubble'i avastatud galaktika kaugus vaatlejast ja selle vaatlejast eemaldamise kiiruse vahel koostada tervikpildi Universumi suuremahulisest struktuurist. Selgus, et galaktikad olid sellest vaid pisike osa. Need seoti klastriteks, klastrid superklastriteks. Superklastrid voldivad omakorda universumi suurimateks teadaolevateks struktuurideks - filamentideks ja seinteks. Need hiiglaslike supervoididega (tühimikega) külgnevad struktuurid moodustavad praegu tuntud universumi suuremahulise struktuuri.
Ilmne lõpmatus
Eelnevast järeldub, et vaid mõne sajandi jooksul on teadus järk-järgult tõusnud geotsentrismist universumi tänapäevase mõistmiseni. Kuid see ei anna vastust küsimusele, miks me tänapäeval universumit piirame. Lõppude lõpuks, kuni praeguseni oli see seotud ainult kosmose ulatusega, mitte selle olemusega.
Universumi evolutsioon
Esimene, kes otsustas Universumi lõpmatust õigustada, oli Isaac Newton. Avastades universaalse gravitatsiooni seaduse, uskus ta, et kui ruum oleks piiratud, sulanduvad kõik tema kehad varem või hiljem ühtseks tervikuks. Kui keegi enne teda väljendas ideed Universumi lõpmatusest, oli see eranditult filosoofilises võtmes. Ilma teadusliku põhjenduseta. Selle näiteks on Giordano Bruno. Muide, nagu Kant, oli ta teadusest paljude sajanditega ees. Ta kuulutas esimesena, et tähed on kauged päikesed ja ka nende ümber keerlevad planeedid.
Näib, et lõpmatuse tõsiasi on üsna õigustatud ja ilmne, kuid 20. sajandi teaduse pöördepunktid raputasid seda "tõde".
Statsionaarne universum
Albert Einstein astus esimese olulise sammu universumi moodsa mudeli väljatöötamise suunas. Kuulus füüsik tutvustas oma liikumatu universumi mudelit 1917. aastal. See mudel põhines üldisel relatiivsusteoorial, mille ta töötas välja samal aastal varem. Tema mudeli järgi on universum ajas lõpmatu ja ruumis lõpmatu. Kuid nagu varem öeldud, peaks Newtoni sõnul piiratud suurusega universum kokku kukkuma. Selleks kehtestas Einstein kosmoloogilise konstandi, mis kompenseeris kaugete objektide gravitatsioonilise külgetõmbe.
Nii paradoksaalne kui see ka ei kõla, ei piiranud Einstein Universumi väga lõplikkust. Tema arvates on Universum hüpersfääri suletud kest. Analoogia on tavalise kolmemõõtmelise sfääri, näiteks maakera või Maa, pind. Pole tähtis, kui palju reisija ümber Maa rändab, ei jõua ta kunagi selle servani. See ei tähenda aga sugugi, et Maa oleks lõpmatu. Reisija naaseb lihtsalt kohta, kust alustas oma reisi.
Hüpersfääri pinnal
Samuti võib kosmoserändaja, ületades Einsteini universumi tähelaeval, naasta Maale. Ainult sel korral ei liigu rändur mitte mööda kera kahemõõtmelist pinda, vaid mööda hüpersfääri kolmemõõtmelist pinda. See tähendab, et Universumil on piiratud maht ja seega ka piiratud arv tähti ja massi. Universumil pole aga piire ega keskpunkti.
Universumi tulevik
Einstein jõudis sellistele järeldustele, sidudes oma kuulsas teoorias ruumi, aja ja raskuse. Enne teda peeti neid kontseptsioone eraldi, mistõttu Universumi ruum oli puhtalt eukleidiline. Einstein tõestas, et gravitatsioon ise on kosmoseaja kumerus. See muutis radikaalselt varajast arusaamist Universumi olemusest, tuginedes klassikalisele Newtoni mehaanikale ja Eukleidese geomeetriale.
Laienev universum
Isegi "uue universumi" avastaja ise polnud võõras pettekujutlusele. Ehkki Einstein piiras universumit kosmoses, pidas ta seda endiselt staatiliseks. Tema mudeli järgi oli ja jääb universum igaveseks ning selle suurus jääb alati samaks. 1922. aastal laiendas Nõukogude füüsik Alexander Fridman seda mudelit märkimisväärselt. Tema arvutuste kohaselt pole universum sugugi staatiline. See võib aja jooksul laieneda või väheneda. On tähelepanuväärne, et Friedman jõudis sellise mudeli juurde, tuginedes samal relatiivsusteoorial. Ta suutis seda teooriat õigesti rakendada, minnes mööda kosmoloogilisest konstandist.
Albert Einstein ei võtnud seda "muudatust" kohe vastu. Selle uue mudeli päästis juba varem mainitud Hubble'i avastus. Galaktikate hajumine tõestas vaieldamatult Universumi paisumise fakti. Nii et Einstein pidi oma viga tunnistama. Nüüd oli universumil teatud vanus, mis sõltub rangelt Hubble'i konstandist, mis iseloomustab selle laienemise kiirust.
Kosmoloogia edasiarendamine
Kui teadlased üritasid seda küsimust lahendada, avastati palju muid olulisi universumi komponente ja töötati välja mitmesugused mudelid. Nii tutvustas Georgy Gamov 1948. aastal hüpoteesi "kuuma universumi kohta", mis hiljem muutuks suure paugu teooriaks. 1965. aastal avastatud reliikviakiirguse avastus kinnitas tema oletusi. Astronoomid võisid nüüd jälgida valgust, mis tuli hetkest, kui universum muutus läbipaistvaks.
Fritz Zwicky ennustas 1932. aastal tumedat ainet, mis kinnitati 1975. aastal. Tume aine seletab tegelikult galaktikate, galaktiliste klastrite ja Universumi enda kui terviku olemasolu. Nii said teadlased teada, et suurem osa Universumi massist on täiesti nähtamatud.
Millest universum koosneb
Lõpuks, 1998. aastal Ia tüüpi supernoovade kauguse uurimisel avastati, et universum laieneb kiirendusega. See järgmine pöördepunkt teaduses andis aluse tänapäevaseks arusaamiseks universumi olemusest. Einsteini sisse viidud ja Friedmani ümber lükatud kosmoloogiline koefitsient leidis taas oma koha universumi mudelis. Kosmoloogilise koefitsiendi olemasolu (kosmoloogiline konstant) selgitab selle kiirenenud laienemist. Kosmoloogilise konstandi olemasolu selgitamiseks tutvustati tumeenergia mõistet - hüpoteetiline väli, mis sisaldab suuremat osa Universumi massist.
Universumi praegust mudelit nimetatakse ka ΛCDM mudeliks. Täht "Λ" tähistab kosmoloogilise konstandi olemasolu, mis selgitab universumi kiirenenud laienemist. CDM tähendab, et universum on täidetud külma tumeda ainega. Värskeimad uuringud näitavad, et Hubble'i konstant on umbes 71 (km / s) / Mpc, mis vastab universumi vanusele 13,75 miljardit aastat. Teades universumi vanust, saab hinnata selle vaadeldava ala suurust.
Universumi evolutsioon
Relatiivsusteooria kohaselt ei jõua teave ühegi objekti kohta vaatlejani suurema kiirusega kui valguse kiirus (299792458 km / s). Selgub, et vaatleja ei näe mitte ainult eset, vaid ka selle minevikku. Mida kaugemale objekt sellest asub, seda kaugemale minevik ta paistab. Näiteks Kuule vaadates näeme, mis see oli veidi rohkem kui sekund tagasi, Päike - enam kui kaheksa minutit tagasi, lähimad tähed - aastad, galaktikad - miljonid aastad tagasi jne. Einsteini statsionaarses mudelis pole Universumil vanusepiirangut, mis tähendab, et ka tema vaadeldav piirkond pole millegagi piiratud. Järjest arenenumate astronoomiliste instrumentidega relvastatud vaatleja jälgib üha kaugemaid ja iidseid objekte.
Universumi moodsa mudeliga on meil teistsugune pilt. Tema sõnul on universumil vanus ja seetõttu ka vaatluspiir. See tähendab, et alates Universumi sünnist poleks ühelgi footonil olnud aega läbida kaugemat kui 13,75 miljardit valgusaastat. Selgub, et võime väita, et vaadeldav Universum on vaatlejast piiratud sfäärilise piirkonnaga, mille raadius on 13,75 miljardit valgusaastat. See pole aga päris tõsi. Ärge unustage Universumi ruumi laienemist. Kuni footon jõuab vaatlejani, on selle emiteerinud objekt meist 45,7 miljardit sv. aastat vana. See suurus on osakeste horisont ja see on vaadeldava Universumi piir.
Niisiis, vaadeldava Universumi suurus on jagatud kahte tüüpi. Nähtav suurus, mida nimetatakse ka Hubble'i raadiuseks (13,75 miljardit valgusaastat). Ja tegelik suurus, mida nimetatakse osakeste horisondiks (45,7 miljardit valgusaastat). Põhimõtteliselt ei iseloomusta mõlemad horisondid üldse Universumi tegelikku suurust. Esiteks sõltuvad need vaatleja positsioonist ruumis. Teiseks muutuvad nad aja jooksul. ΛCDM mudeli puhul laieneb osakeste horisont kiirusega, mis on suurem kui Hubble'i horisond. Küsimusele, kas see suundumus tulevikus muutub, moodne teadus vastust ei anna. Kuid kui eeldada, et Universum laieneb kiirendusega jätkuvalt, siis kaovad kõik need objektid, mida me praegu näeme, varem või hiljem meie "vaateväljalt".
Praegu on kõige kaugem astronoomide täheldatud valgus mikrolaine taustkiirgus. Sellesse sisse uurides näevad teadlased Universumit sellisena, nagu see oli 380 tuhat aastat pärast Suurt Pauku. Praegu on Universum jahtunud nii palju, et suutis eraldada tasuta footoneid, mis on tänapäeval raadioteleskoopide abil jäädvustatud. Neil päevil polnud Universumis tähti ega galaktikaid, vaid ainult tahke vesiniku, heeliumi ja vähese hulga muude elementide pilv. Selles pilves täheldatud ebahomogeensusest moodustuvad hiljem galaktilised klastrid. Selgub, et täpselt need objektid, mis moodustuvad relikti kiirguse ebahomogeensusest, asuvad osakeste horisondi lähedal.
Tõelised piirid
See, kas universumil on tõesed, jälgimatud piirid, on endiselt pseudoteaduslikke oletusi. Ühel või teisel viisil lähenevad kõik Universumi lõpmatusele, kuid nad tõlgendavad seda lõpmatust täiesti erineval viisil. Mõni peab Universumit mitmemõõtmeliseks, kus meie “kohalik” kolmemõõtmeline Universum on vaid üks selle kihtidest. Teised ütlevad, et universum on fraktaalne - see tähendab, et meie kohalik universum võib olla osake teisest. Ärge unustage Multiverse'i erinevaid mudeleid selle suletud, avatud, paralleelsete universumite, ussiaukudega. Ja versioone on palju-palju, nende arvu piirab ainult inimese kujutlusvõime.
Kuid kui lülitame sisse külma realismi või eemaldame lihtsalt kõikidest nendest hüpoteesidest, siis võime eeldada, et meie Universum on kõigi tähtede ja galaktikate lõpmatu homogeenne hoidla. Pealegi on ükskõik millises väga kauges kohas, olgu see meist miljardeid gigaparsekke, kõik tingimused täpselt samad. Sel hetkel on osakeste horisondil täpselt sama horisont ja Hubble'i kera, mille servas on sama reliikviakiirgus. Ümberringi on samad tähed ja galaktikad. Huvitav on see, et see ei lähe vastuollu universumi laienemisega. Lõppude lõpuks ei laiene mitte ainult Universum, vaid ka selle väga ruum. Fakt, et suure paugu ajal tekkis Universum ühest punktist, ütleb ainult seda, et lõpmata väikesed (praktiliselt null) mõõtmed, mis tollal olid, on nüüdseks muutunud kujuteldamatult suurteks. Järgnevas osas kasutame selle tagamiseks just seda hüpoteesimis mõistavad selgelt vaadeldava universumi ulatust.
Visuaalne esitus
Erinevad allikad pakuvad igasuguseid visuaalseid mudeleid, mis võimaldavad inimestel mõista universumi ulatust. Siiski ei piisa sellest, kui mõistame, kui suur on kosmos. Oluline on mõista, kuidas sellised mõisted nagu Hubble'i horisont ja osakeste horisont tegelikult avalduvad. Selleks kujutame ette oma mudelit samm-sammult.
Unustagem, et moodne teadus ei tea universumi "võõrast" piirkonnast. Kui loobuda versioonidest multiversumist, fraktaalsest universumist ja selle teistest "sortidest", siis kujutage ette, et see on lihtsalt lõpmatu. Nagu varem märgitud, ei ole see vastuolus tema ruumi laienemisega. Muidugi võtame arvesse asjaolu, et selle Hubble'i sfäär ja osakeste sfäär on vastavalt võrdsed 13,75 ja 45,7 miljardiga valgusaastaga.
Universumi ulatus
Alustuseks proovime mõista, kui suur on universaalne skaala. Kui olete reisinud mööda meie planeeti, siis võite hästi ette kujutada, kui suur Maa meie jaoks on. Kujutame nüüd oma planeeti tatarviljana, mis tiirleb ümber jalgpalliväljaku poole väiksema arbuusi-Päikese ümber. Sel juhul vastab Neptuuni orbiit väikese linna suurusele, Oorti pilve piirkonnale Kuule, Päikese ja Marsi mõju piiri piirkonnale. Selgub, et meie Päikesesüsteem on Maast sama palju suurem kui Marss on suurem kui tatar! Kuid see on alles algus.
Kujutame nüüd ette, et see tatar saab olema meie süsteem, mille suurus on umbes võrdne ühe parseliga. Siis on Linnutee kahe jalgpallistaadioni suurus. Isegi sellest ei piisa meile. Peame Linnutee vähendama sentimeetri suuruseks. See meenutab mõneti kohvivahtu, mis on mähitud mullivanni keskele kohvi-must-galaktika vahel. Paarkümmend sentimeetrit sellest asub sama spiraalne "puru" - Andromeda udukogu. Nende ümber on sümbol väikesi galaktikaid meie Kohalikust klastrist. Meie Universumi näiv suurus on 9,2 kilomeetrit. Oleme jõudnud arusaamisele universaalsetest mõõtmetest - universaalse mulli sees
Siiski ei piisa sellest, kui mõistame skaalat ise. Oluline on mõista universumi dünaamikat. Kujutame end hiiglasteks, kelle Linnutee läbimõõt on sentimeeter. Nagu äsja märgitud, leiame end kera sees, mille raadius on 4,57 ja läbimõõt 9,24 kilomeetrit. Kujutame ette, et suudame hõljuda selles sfääris, liikuda, ületades sekundiga terveid megaparsereid. Mida me näeme, kui meie universum on lõpmatu?
Muidugi, meie ees on lõpmatu arv igasuguseid galaktikaid. Elliptiline, spiraalne, ebaregulaarne. Mõni ala raputab neid, teised tühjad. Põhijooneks on see, et visuaalselt on nad kõik liikumatud, samas kui meie oleme liikumatud. Kuid niipea kui astume sammu, hakkavad galaktikad ise liikuma. Näiteks kui suudame sentimeetrises Linnutees näha mikroskoopilist Päikesesüsteemi, saame jälgida selle arengut. Liigutades meie galaktikast 600 meetri kaugusele, näeme moodustumise ajal protostar Päikest ja protoplanetaarset ketast. Sellele lähenedes näeme, kuidas Maa ilmub, elu tekib ja inimene ilmub. Samuti näeme, kuidas galaktikad muutuvad ja liiguvad, kui me eemaldume või läheneme neile.
Järelikult, mida kaugemaid galaktikaid me vaatame, seda muistsemad nad meie jaoks on. Nii asuvad kaugeimad galaktikad meist kaugemal kui 1300 meetrit ja 1380 meetri pöördel näeme reliikvia kiirgust. Tõsi, see vahemaa on meie jaoks kujuteldav. Reliikliku kiirgusele lähemale jõudes näeme aga huvitavat pilti. Loomulikult jälgime, kuidas galaktikad algsest vesinikupilvest moodustuvad ja arenevad. Kui jõuame ühte neist moodustunud galaktikatest, mõistame, et pole ületatud mitte 1,375 kilomeetrit, vaid kõiki 4.57.
Vähendamine
Selle tulemusel kasvame veelgi suuremaks. Nüüd saame asetada terved tühjad ja seinad rusikasse. Nii leiame end üsna väikesest mullist, kust pole võimalik välja tulla. Mitte ainult ei suurene kaugus mulli servas olevate objektideni, kui nad lähemale jõuavad, vaid ka serv ise triivib lõpmatult. See on kogu vaadeldava universumi suurus.
Pole tähtis, kui suur on Universum, vaatleja jaoks jääb see alati piiratud mulliks. Vaatleja jääb alati selle mulli keskele, tegelikult on ta selle keskpunkt. Proovides pääseda ükskõik millisele mulli servas olevale objektile, nihutab vaatleja selle keskpunkti. Objektile lähenedes liigub see objekt mulli servast kaugemale ja kaugemale ning samal ajal muutub. Näiteks kujuneb vormitu vesinikupilvest täieõiguslikuks galaktikaks või veelgi galaktikaparveks. Lisaks sellele suureneb selle objektile lähenev tee sellele lähenemisel, kuna ümbritsev ruum ise muutub. Kui oleme selle objekti juurde jõudnud, liigutame selle lihtsalt mulli servast selle keskele. Universumi servas vilgub ka reliikvia kiirgus.
Kui eeldame, et Universum jätkab kiirendatud kiirusega laienemist, olles mulli keskpunktis ja eesseisvate aastate miljardeid, triljoneid ja veelgi suuremaid tellimusi mulli keskpunktis, näeme veelgi huvitavamat pilti. Ehkki ka meie mull kasvab suurus, eemalduvad selle muteeruvad komponendid meist veelgi kiiremini, jättes selle mulli serva, kuni kõik Universumi osakesed rändavad oma üksildases mullis laiali, ilma et oleks võimalik teiste osakestega suhelda.
Niisiis puudub kaasaegsel teadusel teave selle kohta, millised on Universumi tegelikud mõõtmed ja kas sellel on piire. Kuid me teame kindlalt, et jälgitaval Universumil on nähtav ja tõeline piir, vastavalt Hubble'i raadius (13,75 miljardit valgusaastat) ja osakeste raadius (45,7 miljardit valgusaastat). Need piirid sõltuvad täielikult vaatleja positsioonist ruumis ja laienevad aja jooksul. Kui Hubble'i raadius laieneb rangelt valguse kiirusel, kiireneb osakeste horisondi laienemine. Lahtine on küsimus, kas osakeste horisondi kiirendus jätkub veelgi ja kas see tihenduseks ei muutu.
