Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Первые реалистичные нестационарные космологические модели были построены Александром Фридманом в 1922 г.

Традиционно историю открытия расширения Вселенной начинают с работ Весто Слайфера (Vesto Slipher). В 1914 г. он обнаружил, что несколько галактик удаляются от нас (а не приближаются, как, например, туманность Андромеды). Однако пока это были лишь разрозненные данные, на основе которых не было сделано решающего вывода, хотя такие попытки предпринимались (например, Артуром Эддингтоном в 1923 г.). Ключевой стала работа Эдвина Хаббла, который в 1929 г. опубликовал статью с достаточно точно измеренными расстояниями [11] Систематическая ошибка в определении расстояний не помешала верно определить общий характер зависимости скорости удаления галактики от расстояния до нее. до более чем двух десятков галактик и их скоростями, расположенными на одном графике. Так возникло знаменитое соотношение, которое мы теперь знаем как закон Хаббла – скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию: v = Hd, где v – скорость галактики, d – расстояние до нее, а H – коэффициент, называемый постоянной Хаббла.

Согласно закону Хаббла, скорость удаления галактики прямо пропорциональна расстоянию до нее.

К этому моменту благодаря работам Фридмана и Леметра уже была в общих чертах готова теория, объясняющая такое положение дел. В ОТО существует понятие метрики, которая описывает свойства пространства-времени, т. е. соотношение между временными и пространственными координатами. В космологии наиболее известна метрика Фридмана – Робертсона – Уокера, содержащая так называемый масштабный фактор, который показывает, как меняется расстояние между удаленными друг от друга объектами со временем. Расстояние между далекими объектами (между которыми уже нет заметных сил) растет со временем, и постоянная Хаббла характеризует, с какой скоростью это происходит в данный момент.

В процессе космологического расширения галактики не движутся сквозь окружающее пространство.

По модулю постоянная Хаббла равна скорости изменения масштабного фактора, поделенной на сам фактор. Ее можно определить из наблюдений, и современные данные показывают, что она равна примерно 70 км/с на мегапарсек: галактика, находящаяся в 100 мегапарсек от нас, удаляется со скоростью около 7000 км/c, а галактика на расстоянии 200 мегапарсек – со скоростью 14 000 км/с. Постоянная Хаббла меняется со временем, но в каждый данный момент она одинакова в разных частях Вселенной [12] При условии однородности и изотропии Вселенной, что верно для больших масштабов, превышающих примерно миллиард световых лет. .

У космологического расширения нет центра, который мы могли бы указать.

Расширение Вселенной иногда удобно представлять себе как «раздувание пространства». Скорость удаления галактик из-за расширения Вселенной не является скоростью движения сквозь пространство. Кроме того, важно понимать, что мы не находимся в центре этого расширения (хотя и видим, что все далекие галактики удаляются от нас, и это происходит равномерно во всех направлениях, но астроном в любой другой галактике видел бы аналогичную картину). Более того, центра расширения в нашей Вселенной вообще нет! И совершенно неверно представлять себе, что Вселенная когда-то «была сжата в одну точку», местоположение которой мы можем указать.

Существует много независимых аргументов в пользу того, что мы имеем дело именно с расширением Вселенной (т. е. физическим изменением расстояния между галактиками). Мы можем разными способами измерять расстояния до объектов и сравнивать их. У нас есть данные о том, как меняется структура галактик и их скоплений. Астрономы могут изучать химический состав газа и звезд на разных расстояниях от нас. Наконец, есть несколько специальных тестов (корреляций или соотношений между наблюдаемыми величинами, например определенными параметрами галактик), позволяющих сделать вывод о том, что расширение Вселенной – единственное удовлетворительное объяснение данным наблюдений.

Расширение Вселенной приводит к появлению космологического красного смещения. Исторически скорости галактик были измерены (Слайфером, Хабблом и др.) именно по смещению линий в спектрах галактик в сторону более длинных волн. Скорости определялись в соответствии с формулой для эффекта Доплера, однако, как было показано позднее, природа красного смещения в данном случае иная.