Сергей Парновский - Как работает Вселенная: Введение в современную космологию

Но Эйнштейн не ограничился применением своей теории к эффектам на масштабах Солнечной системы. Впервые в истории науки он попытался применить законы физики ко всей Вселенной сразу. Хотя статья, написанная им в 1917 г., была посвящена применению ко Вселенной уравнений ОТО, в ней в качестве иллюстрации рассматривается также и ньютоновская гравитация. При этом Эйнштейн рассматривал Вселенную, равномерно заполненную материей.

Первый же результат, полученный Эйнштейном, состоял в том, что под действием взаимного притяжения материя, заполняющая Вселенную, должна собраться вместе. Но так как Вселенная, рассмотренная Эйнштейном, была бесконечной, это выражалось не в уменьшении заполненной материей части, а в увеличении плотности в каждой точке Вселенной. Поскольку Эйнштейн, как и любой ученый начала XX в., был уверен в том, что Вселенная статична, т. е. не меняется со временем, ему нужна было найти силу отталкивания, которая компенсировала бы силу гравитационного притяжения.

Эту силу Эйнштейн ввел искусственно, добавив в полученные им уравнения ОТО дополнительное слагаемое, содержащее космологическую постоянную. Сам Эйнштейн обозначил ее λ, а сейчас ее принято обозначать Λ, поэтому соответствующее слагаемое в уравнении Эйнштейна называется лямбда-членом. Космологическая постоянная была предложена Эйнштейном, не опираясь на эмпирические факты, только как следствие гипотезы о том, что Вселенная должна быть статической. Космологическая постоянная обеспечивала вдобавок к ньютоновскому притяжению некую силу отталкивания между любыми телами во Вселенной. При определенной плотности материи эти силы взаимно компенсировались, что и обеспечивало статичность Вселенной. Гипотеза статической Вселенной была отброшена уже через несколько лет, но она важна тем, что дала начало новой науке – космологии.

Однако очень быстро было показано, что статическая Вселенная Эйнштейна является неустойчивой. Области с большей плотностью начинают притягивать к себе окружающую материю, тем самым еще более увеличивая свою плотность, а области с пониженной плотностью становились еще более разреженными. Это – одно из проявлений так называемой гравитационной неустойчивости. Кроме того, вся статическая Вселенная в целом тоже неустойчива. Если ее размеры чуть увеличатся, то силы отталкивания станут сильнее сил притяжения и Вселенная начнет расширяться до бесконечных размеров. Если размеры чуть уменьшатся, то притяжение станет сильнее отталкивания и Вселенная начнет сжиматься, в конце концов коллапсируя в точку. Это обстоятельство привело к тому, что Эйнштейн потерял интерес к этому решению.

Поначалу космология не вызывала большого интереса в научном сообществе, так как ее выводы было невозможно проверить. Однако ситуация изменилась после того, как в 1923 г. Эдвин Хаббл установил, что туманность Андромеды находится за пределами нашей Галактики, и вскоре после этого она была классифицирована как отдельная галактика. Таким образом, наша Галактика оказалась лишь одной из многочисленных галактик [26] Напомним, что слово «галактика» пишется с большой буквы, только когда речь идет о нашей Галактике, которую также называют Млечный Путь, и с маленькой во всех остальных случаях. . К 1929 г. было открыто уже большое количество галактик, и для некоторых из них удалось измерить лучевые скорости [27] Лучевая или радиальная скорость объекта является проекцией вектора его скорости на луч зрения — линию, соединяющую этот объект и наблюдателя. и расстояния до них. Результаты очень удивили астрономов, поскольку из них следовало, что большинство галактик удаляются от нас с очень большой скоростью. На основании данных о 24 галактиках Хаббл в 1929 г. получил свой знаменитый закон [28] В 2011 г. в средствах массовой информации широко освещалось предположение о том, что закон Хаббла был впервые получен Леметром в 1927 г. и опубликован на французском языке в малоизвестном журнале. При этом Леметр определил постоянную Хаббла. Английский перевод был опубликован в 1931 г. в известном журнале Monthly Notices of Royal Astronomical Society. Но при этом в переводе отсутствовали две страницы, содержащие этот результат. Некоторые историки науки дошли до того, что обвинили Хаббла в плагиате. Их коллеги выступили с противоположными утверждениями. Поскольку в средствах массовой информации была отражена только первая точка зрения, мы считаем справедливым привести обе точки зрения, чтобы читатель мог самостоятельно сделать выводы. Исторически первой появилась работа Вея и Нуссбаумера (http://arxiv.org/abs/1104.3031) о первенстве Леметра. Затем появился препринт Блока (http://arxiv.org/abs/1106.3928) с обвинениями Хаббла в плагиате в этом и других случаях. Именно на основе этого препринта и появились сообщения в средствах массовой информации. Но они были оспорены другими историками науки (http://arxiv.org/abs/1107.0442). Оригинальная статья Хаббла доступна на http://www.pnas.org/content/15/3/168.full.pdf+html. , согласно которому скорость разбегания галактик v пропорциональна расстоянию r до них.

Математически он выражается формулой:

v = Hr. (2.1)

Коэффициент пропорциональности H получил название постоянной Хаббла.

Как следует из ОТО, величина H меняется со временем, но очень медленно – масштаб времени его изменения сравним с возрастом Вселенной, который сейчас оценивается в 13,8 млрд лет. Это часто приводит к путанице, поскольку значение переменной H исторически называется постоянной Хаббла. Значение этой величины, в настоящее время H0, называется параметром Хаббла. Эта величина обычно измеряется в километрах в секунду на мегапарсек [29] Парсек (параллакс-секунда) — широко используемая в астрономии единица измерения расстояния, равная расстоянию, с которого орбита Земли вокруг Солнца видна под углом 1 секунда дуги. Парсек выражается через астрономическую единицу (среднее расстояние между Землей и Солнцем, обозначается а.е.) и связан с другими единицами расстояния следующими соотношениями: 1 пк ≈ 206,26× 103 а.е. ≈ 3,26156 св. лет = 30,857×1015 м. (обозначение (км/с)/Мпк).

Параметр Хаббла является одним из наиболее важных космологических параметров. Он необходим при определении расстояний до удаленных объектов (подробнее об этом далее в разделе 2.9), он напрямую связан с возрастом Вселенной и используется для вычисления многих других космологических параметров, таких как плотность вещества. Таким образом, улучшение точности его измерения улучшает также точность определения космологических параметров и, следовательно, ведет к лучшему пониманию свойств Вселенной.