Самая старая звезда, известная сегодня, – это HD 140283, которая случайно оказалась по соседству с нами (190 св. лет от Солнца). Ее возраст оценивается в (14,5 ± 0,8)×109 лет, т. е. она родилась в первые несколько сотен миллионов лет существования Вселенной. В центре нашей Галактики есть 23 звезды с сопоставимым возрастом, так что они должны быть довольно распространенными. Впрочем, это может просто означать, что наши методы оценки возраста звезд не очень хорошо работают с такими старыми звездами. Самой старой (и самой дальней) галактикой, которую мы наблюдали когда-либо, является довольно большая (только в 25 раз меньше Млечного Пути) галактика GN-Z11, обнаруженная в марте 2016 г., имеющая z = 11,1, что соответствует самому началу эпохи реионизации. В отличие от старых звезд, мы абсолютно уверены в правильности оценки возраста этой галактики, который оставляет в лучшем случае всего несколько сотен миллионов лет для ее формирования.

Моделирование показало, что без темной материи формирование наблюдаемой крупномасштабной структуры заняло бы гораздо больше времени. Оно также показывает распределения темной материи в галактиках и скоплениях.

Единственная проблема, возникшая в результате моделирования, – это проблема нехватки галактик-спутников. В компьютерных симуляциях, в отличие от реальных наблюдений, вокруг массивных галактик присутствует большее количество карликовых галактик. Есть две точки зрения на эту проблему. Оптимисты говорят, что вычисления, использующие большее количество точек, дают немного лучшие результаты, чем более старые, и вообще компьютерное моделирование может быть не очень адекватно для описания таких мелких деталей. Дело в том, что даже число звезд в нашей Галактике того же порядка, что число точек в этих симуляциях. С другой стороны, астрономы активизировали поиск галактик-спутников и обнаружили немалое их количество, но говорят, что такие объекты очень трудно обнаружить. Так что вполне возможно, что эта проблема носит чисто технический характер. Пессимисты считают, что по-прежнему существует расхождение в количестве галактик-спутников и проблема остается актуальной.

В любом случае следует помнить, что компьютерное моделирование почти всегда предполагает некоторое упрощение вроде подгонки констант или игнорирования некоторых явлений и страдает от ошибок округления, поэтому его результаты следует принимать с долей скепсиса. Они никогда не должны рассматриваться как замена реальных экспериментальных данных, а скорее, как намек на некоторые модели или явления, которые могли бы быть пропущены без моделирования.

Рост флуктуаций связан с еще одним важным для космологии вопросом. Упомянутое в разделе 2.4.1 направление термодинамической стрелы времени гарантирует непрерывное увеличение энтропии Вселенной. Почему же мы не рассказывали о том, что она неизбежно приближается к своей тепловой смерти? Гипотеза о тепловой смерти Вселенной обычно приписывается Уильяму Томсону, первому барону Кельвину (в русскоязычных странах его часто называют лордом Кельвином), со ссылкой на работу 1852 г. «Об универсальной тенденции в природе к диссипации механической энергии» (On a Universal Tendency in Nature to the Dissipation of Mechanical Energy). Полный английский текст этой короткой статьи нетрудно найти в интернете. Впрочем, эта статья не содержит в явном виде упоминаний о тепловой смерти Вселенной. Наиболее близкое по смыслу утверждение, содержащееся в этой работе, гласит: «В течение конечного промежутка времени в прошлом и в будущем Земля должна быть непригодной к существованию человека в современном понимании, если только не произошли или не произойдут процессы, невозможные с точки зрения законов протекания таких процессов в настоящее время».