Первая космологическая революция фактически произошла в 1920-х и 1930-х годах, когда применение локальной теории гравитации Эйнштейна — общей теории относительности — впервые позволило объяснить поразительный новый факт: глобальное расширение Вселенной. Модели Фридмана, представляющие собой динамические решения уравнений поля Эйнштейна для космологического случая, показали, что Вселенная эволюционирует из первоначального состояния экстремальной плотности и что ее прошлое конечно. Начальная сингулярность, поначалу считавшаяся математическим артефактом, не имеющим связи с физической реальностью, уступила место «первичному атому» Леметра и «космическому яйцу» Гамова, которые впоследствии развились в космологические модели Большого взрыва в том виде, в каком мы знаем их сегодня. После периода «великих споров» (1948–1965 годы) эта конечная протяженность прошлого нашего космологического домена — и тем более конечный возраст любой структуры внутри него — была окончательно доказана. Этот период ознаменовался становлением космологии как прочно обоснованной эмпирической физической науки в ходе серии экспериментальных проверок различных парадигм, кульминацией которых стало открытие реликтового излучения Пензиасом и Вильсоном в 1965 году.⁵ Однако количественная точность была достигнута лишь в период после 1998 года благодаря использованию таких передовых инструментов, как обсерватории COBE, WMAP и Planck, наблюдениям сверхновых на космологических расстояниях и составлению огромных каталогов галактик, таких как Слоановский цифровой обзор неба (Sloan Digital Sky Survey).⁶

Кроме того, вокруг формирующейся парадигмы Большого взрыва возникли вспомогательные теории — показавшие первоклассные результаты! — такие как теория первичного нуклеосинтеза (очень успешная), теория формирования структуры λCDM (успешная частично) и различные инфляционные сценарии (все еще довольно умозрительные, но обладающие огромным объяснительным потенциалом). Становление новой области квантовой космологии, а также все более тесная синергия между физикой элементарных частиц и космологией ранней Вселенной способствовали настоящему взрыву космологических открытий, свидетелями которого мы стали за последние три десятилетия или около того.

Самым важным процессом в истории нашей Вселенной является формирование структуры, которое можно интерпретировать как нарушение космологического принципа однородности и изотропии Вселенной на больших пространственных масштабах. Это конкретный пример ключевого фундаментального процесса спонтанного нарушения симметрии, который обусловливает весь — или почти весь — информационный объем Вселенной. Мы можем представить себе очень раннее состояние Вселенной как однородный «суп» из элементарных частиц и полей, полностью описываемый небольшим объемом информации (например, спектром частиц, плотностью и температурой), измеряемым максимум десятками или сотнями битов. Сегодня Вселенная невероятно сложна: для адекватного описания той ее части, что находится внутри нашего космологического горизонта, требуется, возможно, до 10¹²⁰ битов.⁷ Большая часть этой сложности сосредоточена в живых существах — как на Земле, так и везде, где они могут обитать; еще более грандиозным потенциальным «резервуаром» сложности служат разумные существа и их творения, некоторые из которых как раз и могут быть обнаружены в ходе современных и будущих исследований SETI.

Возраст Вселенной, согласно самым последним высокоточным космологическим данным, составляет⁸

τ = (13.798 ± 0.037) × 10⁹ years. (2.1)

Этот результат был получен на основе согласования различных измерений — в первую очередь со спутников Planck и WMAP — с наблюдениями ранних сверхновых типа Ia и степенью кластеризации обычных светящихся галактик при различных красных смещениях (так называемыми барионными акустическими осцилляциями). Как минимум, это верхняя граница возраста любого объекта или любого типа структуры внутри нашего космологического домена (который представляет собой более широкое множество, нежели просто видимая Вселенная; под последней понимается Вселенная внутри нашего космологического горизонта; см. раздел 2.4). Конечно, более существенной с астробиологической точки зрения является эпоха начала обитаемости, для которой должны быть выполнены соответствующие условия, особенно те, что связаны с формированием землеподобных планет. В недавней статье Абрахам Лёб утверждал, что в очень ранней Вселенной существовал короткий период продолжительностью около 7 млн лет (примерно через 10 млн лет после Большого взрыва), когда энергия, необходимая для жизни, могла обеспечиваться реликтовым излучением (которое в ту эпоху, конечно, еще не было в полном смысле микроволновым, поскольку максимум его излучения приходился на инфракрасную область спектра, что соответствовало температурному диапазону 273–373 К, в котором существует жидкая вода).⁹ Это позволило бы планетам — если таковые вообще существовали столь рано, что пока неясно — на далекой периферии их планетных систем быть обитаемыми независимо от их родительских звезд. Тот факт, что металличность, необходимая для формирования не только форм жизни, но и самих планет земного типа или их спутников, в то время была бы крайне низкой, а также кратковременность этой эпохи, служат весомыми аргументами против возможности укоренения жизни на столь раннем этапе. Тем не менее, хотя бы на концептуальном уровне, гипотеза Лёба способствует расширению пространственно-временных границ традиционно понимаемых зон обитаемости; подробнее об этом пойдет речь в разделе 2.3. Пока же нам следует отметить, что существование галактик и других уровней космологической структуры, по-видимому, является необходимой предпосылкой для возникновения любого типа жизни и разума. Однако оно не обязательно должно быть непременным условием для последнего, поскольку мы можем представить себе не только развитые технологические цивилизации, живущие и путешествующие за пределами традиционно понимаемых структур (например, совершающие межгалактические путешествия), но и, следуя по стопам «Создателя звёзд» Олафа Стэплдона, даже перестраивающие или преобразующие такие структуры к собственной выгоде.¹⁰ Это еще один пример того, что нам необходимо противостоять искушению судить о будущем (и, возможно, о настоящем) на основе преимущественно безжизненного и лишенного разумной жизни прошлого.

Хотя наша Вселенная в целом, очевидно, обитаема, весьма актуален вопрос о том, какие именно части космологической структуры способны поддерживать жизнь — и насколько вероятно возникновение жизни в ту или иную эпоху. Поскольку бо́льшую часть пространственного объема Вселенной составляет межгалактическое пространство, которое заведомо непригодно для жизни, нам необходимо искать пики плотности материи, соответствующие таким структурам, как галактики, а также группы и скопления галактик. Господствующей парадигмой формирования структуры в новой стандартной космологии по-прежнему остается концепция «снизу вверх» с преобладанием холодной темной материи (CDM), предполагающая, что сначала формировались более мелкие структуры, которые затем объединялись в более крупные. В частности, отдельные галактики сформировались раньше, чем небольшие группы (такие как Местная группа, в которой живем мы) и скопления галактик (такие как скопление Девы — ближайшее к нам богатое скопление галактик, насчитывающее около 2000 галактик); сами галактики, по всей видимости, собирались из уже существовавших протогалактических фрагментов и впоследствии росли, поглощая как другие подобные фрагменты, так и множество карликовых галактик на протяжении своей истории. Наш Млечный Путь изобилует остатками подобных эпизодов галактического каннибализма.¹¹

Поскольку парадокс Ферми обычно — хотя, как мы видели, не всегда и не обязательно — формулируется в контексте Млечного Пути, имеет смысл вкратце напомнить важные астрофизические факты о нашей Галактической обители. В то же время подобное рассуждение служит хорошим введением в важное понятие Галактической зоны обитаемости (далее — ГЗО), которая является одним из наиболее значимых направлений исследований в современной астробиологии, а также концепцией, имеющей очевидное значение для SETI и загадки Ферми.