Eduardo Lopez - Космос становится больше. Хаббл. Расширение Вселенной

Существует множество моделей Вселенной, но практически все они основываются на космологическом принципе. Считается, что достаточным масштабом для использования космологического принципа являются 300 мегасветовых лет. Кроме того что этот философский принцип привлекателен сам по себе, мы вынуждены принять его, ведь если мы будем считать наше положение как наблюдателя уникальным, то как мы осмыслим Вселенную в ее полноте? И как тогда мы сможем заниматься космологией?

Этот круг в определенном положении показывает распределение галактик относительно координаты прямого восхождения и красного смещения, принятого за координату удаления. Мы можем видеть сеть пустот, ограниченных нитевидными переплетениями.

Крупномасштабная структура Вселенной Космологический принцип пригоден для использования на больших масштабах, примерно 500 мегасветовых лет. Для меньших масштабов существует крупномасштабная структура Вселенной. Сверхскопления (скопления скоплений галактик) группируются, образуя сеть нитевидных переплетений, проходящих через огромные пустоты.

Представим, что мы рассматриваем три галактики, расположенные на расстоянии 10, 20 и 30 Мик. Обозначим эти три галактики как Л, В и С. Представим, что мы определили скорость удаления Л, равную 1000 км/с. Какой будет скорость В? Так как с А видно то же, что и нам, расстояние до В равно 10 Мпк, скорость, которую с А можно измерить у В, будет равна 1000 км/с. Следовательно, мы должны отметить, что скорость В составит 1000 + 1000 = 2000 км/с. Также для А скорость С будет равна 2000 км/с, поэтому для нас она составит 3000 км/с. Мы доказали закон Хаббла.

Это рассуждение, основанное на классических теориях, является моноразмерным: галактики находятся па одной линии. Но если мы приложим определенные усилия и представим трехмерную модель, то вновь получим закон Хаббла. В приложении рассматривается доказательство закона Хаббла для читателя, знакомого с элементарной механикой жидкостей.

РИС. 1

РИС. 2

В реальности существует возможность того, что Вселенная не гомогенна, и при этом мы можем заниматься космологией. Речь идет о модели фрактальной Вселенной, в которой плотность меняется в зависимости от масштаба (см. рисунки 1 и 2).

На рисунке 1 материя группируется вокруг октаэдра, как в А. Представлены четыре вершины, гак как две другие расположены над и под листом бумаги соответственно. Как распределяется материя в скоплении А? Приблизимся к А и увидим, что распределение такое же, как на рисунке 1. И так бесконечно. На рисунке 2 материя распределяется по граням октаэдра. Но внутри октаэдра могут находиться семь малых октаэдров. И так до бесконечности.

Физики-релятивисты исходили из космологического принципа гомогенности и изотропии Вселенной. Но был ли совместим этот принцип с наблюдениями? Хаббл проверил теорию с помощью 100-дюймового телескопа Маунт-Вилсона, однако ему нужна была еще одна, более основательная проверка. Для этого в распоряжении ученого уже имелся 200-дюймовый телескоп в Маунт- Паломаре, но сердечный приступ прервал эту работу.

Изучать деятельность Хаббла лучше, помещая ее в соответствующий исторический контекст, в котором теоретические разработки на шаг опережали наблюдения. Часто они становились стимулом для практических исследований и в любом случае нуждались в подтверждении опытом. Гомогенность Вселенной, которая принималась релятивистами как данность, требовала исследований с помощью телескопов. Хаббл в конце жизни взялся за эту задачу и значительно приблизился к результату, хотя предполагаемая гомогенность Вселенной даже сегодня не является полностью доказанной.

С давних пор философы и физики задавались вопросом, является ли Вселенная конечной в пространстве и во времени. Существовали самые разные философские течения, защищавшие противоположные точки зрения по этим двум вопросам. Практически все ответы основывались на логических рассуждениях, потому что физики, которая могла бы рассматривать Вселенную в целом, не существовало.

Эта наука появилась только благодаря Эйнштейну с его общей теорией относительности, начала которой были заложены в программной статье ученого 1915 года. Рассматривать Вселенную как единое целое стало возможным только после появления этой революционной теории. Согласно представлениям молодого Эйнштейна-философа и некоторых его предшественников, идеальная Вселенная — конечная во времени, стационарная и статичная, то есть вечная, неизменная, неподвижная.

Любопытен тот факт, что во Вселенной Эйнштейна выполняются все его формулы, хотя сама идея о статичной и вечной Вселенной не следует из его уравнений — это базовая философская концепция. На самом деле философские идеи, свойственные Эйнштейну, были сформулированы задолго до него. Вселенная была вечной и статичной еще у греческого ученого Аристотеля (384-322 до н.э.), также это представление было характерно и для более поздних философов.

Однако до появления общей теории относительности идею Аристотеля трудно было использовать в качестве научной гипотезы: она не совмещалась с так называемым космологическим принципом. Согласно этому принципу Вселенная гомогенна (то есть все ее точки равноправны) и изотропна (равноправны все направления).

Космологический принцип с философской точки зрения выглядит привлекательно. Мы живем в любой точке Вселенной, все точки которой равноправны. Мы вынуждены принять этот принцип, потому что если точка наших наблюдений является исключительной, мы не можем ничего сказать о Вселенной в целом.

Но если все точки равноправны, то невозможно представить себе Вселенную, имеющую предел. В такой Вселенной должны быть центр и края, а согласно классической концепции центр и края все же различаются. Наблюдатель в центре видел бы галактики одинаково во всех направлениях, а наблюдатель на краю видел бы галактики, находящиеся в одном полушарии, и не видел бы ни одной из другого. Классически Вселенная молодого Эйнштейна не могла существовать.

Но общая теория относительности обходила это препятствие. Так как пространство могло быть искривленным, можно было представить себе конечную Вселенную без края.