Как работает Вселенная: Введение в современную космологию | страница 27
Вопрос: Почему галактики удаляются именно от нас? Неужели мы находимся в центре Вселенной?
Ответ: Любая точка во Вселенной ничуть не хуже и не лучше других. Пусть наблюдатель в точке 1 видит, что галактика 3, имеющая относительно него радиус-векторудаляется от него со скоростьюНаблюдатель в точке 2 сдвинут от точки 1 на вектори удаляется от наблюдателя 1 со скоростьюОтносительно него радиус-вектор галактики 3 равена скорость движения галактики 3 равнаТаким образом, закон Хаббла выполняется независимо от расположения точки, в которую помещено начало координат.
Вопрос: Как с помощью закона Хаббла можно оценить возраст Вселенной?
Ответ: Две галактики, находящиеся на расстоянии r друг от друга, разбегаются со скоростью v = Hr. Оценим время, прошедшее с того момента, когда расстояние между ними было равно нулю. Разделив расстояние на скорость, получим T = r/v = H–1. Обратите внимание, что это время не зависит от того, какую пару галактик мы выберем. Результат получается не точный, а оценочный, потому что величина H меняется со временем, а скорость v меняется с расстоянием.
Вопрос: Почему меняющуюся со временем величину H продолжают называть постоянной?
Ответ: Обратим полученное соотношение для возраста Вселенной T: H = T–1. Оценим относительное изменение постоянной Хаббла за 1 год как: 1 год / 13,8×109 лет = 7,25×10–11. Таким образом, за 72 года, прошедших с открытия закона Хаббла, эта величина изменилась примерно на 5 миллиардных долей. На самом деле эта оценка верна лишь по порядку величины, поскольку, как будет показано дальше, постоянная Хаббла сейчас изменяется с другой скоростью из-за действия космологической постоянной или темной энергии.
2.4. Модели Фридмана
Закон Хаббла имел столь важное значение для космологии, поскольку эта зависимость следовала из теоретических предсказаний, сделанных незадолго до его открытия.
В 1922 г. в Петрограде (ныне Санкт-Петербург) русский физик Александр Фридман получил решение уравнения Эйнштейна, описывающее всю Вселенную, но не содержащее космологической постоянной. Особенность этого решения состояла в том, что Вселенная была динамической, т. е. вначале расширялась, а затем в зависимости от своей первоначальной плотности либо продолжала вечно расширяться, либо расширение сменялось сжатием. В 1927 г. это же решение было получено бельгийцем Жоржем Леметром, а в 1935 г. – американцем Говардом Робертсоном и британцем Артуром Уокером. В англоязычной литературе это решение часто называют решение FLRW по их инициалам (в старых книгах иногда встречается аббревиатура FRW, из которой несправедливо исключен Леметр). Мы в этой книге называем его решением Фридмана, признавая приоритет ученого.