 |
Астронет: А. Д. Чернин/ГАИШ Физический вакуум и космическая анти-гравитация http://www.astronet.ru/db/msg/1174484/node7.html |
<< 5. Статический мир | Оглавление | 7. Вакуум вблизи нас >>
6. Что открыл Хаббл?
Когда в 1917 г. Эйнштейн опубликовал свою модель статической Вселенной, космологическое расширение было уже фактически открыто американским астрономом Весто Слайфером, который сообщил об этом в статье, вышедшей в том же знаменательном для космологии 1917-м. Правда, сообщая о разбегании космических туманностей, Слайфер не знал еще по сути и сам, что именно он открыл: ни расстояния до туманностей, ни их истинная природа тогда еще не были известны; естественно, что в его работе не было ни слова о космологии. Но и сама эта наука в ее нынешнем понимании не существовала еще до общей теории относительности (1916 г.) и первой космологической работы Эйнштейна 1917 года. Семью годами позже, в 1924 г., Фридман обсуждал открытие Слайфера на одном из своих семинаров в Петроградском университете и, по свидетельству участника семинара Д.Д. Иваненко, рассматривал это открытие в космологическом контексте, считая его - совершенно справедливо - прямым наблюдательным свидетельством в пользу теории расширяющейся Вселенной. Об открытии Слайфера сообщал и издававшийся в те годы в СССР научно-популярный журнал `Мироведение'.
Теория Фридмана предполагает, что Вселенная однородна по распределению
вещества в ней, и это действительно так. Крупномасштабное распределение
галактик статистически однородно в масштабах 100-300 Мпк и
более, а изотропия Вселенной точнее всего подтверждается реликтовым
излучением, которое изотропно с точностью по крайней мере до
сотых долей процента.
Фридмановская теория предсказывает, что космологическое расширение в
однородном и изотропном
мире должно происходить по линейному
закону: в каждый данный момент истории мира скорость
удаления обьекта, находящегося на расстоянии 
от нас,
пропорциональна этому расстоянию: 
, где 
- постоянный
коэффициент, который не зависит ни от расстояния до обьекта, ни от направления
на него на небе. Эта зависимость есть прямое следствие однородности и
изотропии Вселенной; таким увидит космологическое расширение любой
наблюдатель, где бы во Вселенной он ни находился.
Этот закон был открыт Хабблом в его наблюдениях
1927-1929 гг., и постоянная по справедливости носит с тех пор его имя.
Хаббл уже знал - из своих собственных исследований, - что Вселенная это
мир галактик. Он построил
диаграмму зависимости 
от для двух дюжин галактик, лучевые скорости
которых он измерил, а расстояния оценил. Оригинальная хаббловская
диаграмма воспроизводится на нашем Рис.2.
 |
| Рис. 2. Оригинальная хаббловская диаграмма 1929 г. На вертикальной оси скорость должна быть в единицах км/с, а не в км. Гелиоцентрическая система отсчета. |
Измеренные Хабблом скорости были лишь немногим больше тысячи км/сек. Если
воспользоваться принятым сейчас значением постоянной Хаббла, 
км/сек/Мпк, то легко увидеть, что предел расстояний в его наблюдениях
составлял примерно 20 Мпк. Сам Хаббл думал тогда, что 2 Мпк;
такой была у него систематическая ошибка оценки расстояний, почти что ровно
в десять раз.
Но в пределах 20 Мпк никакой однородности и изотропии во Вселенной нет; как мы только что сказали, эти свойства Вселенная приобретает лишь в масштабах 100-300 Мпк и более. На эту тему имеются обширная литература; сошлемся на книги [6-10] и свежие публикации по теме [21-30]. Распределение же вещества в ближнем объеме, напротив, крайне неравномерно: имеются группы галактик с размерами в 1 Мпк и больше, все они входят в большое скопление галактик Вирго (т.е. Дева), центр которого лежит в направлении на одноименное созвездие и находится от нас на расстоянии прибизительно в те же 20 Мпк, и т.п. Как при таких условиях здесь возможен регулярный космологический поток расширения с линейной зависимостью скорости от расстояния?
Наименьшие скорости удаления у Хаббла составляют всего одну-две сотни км/сек; и это означает, что хаббловский поток берет начало очень близко от нас, на расстояниях всего в несколько Мпк. Но это катастрофически не тот, не космологический пространственный массштаб.
Остается лишь спросить: а имеет ли открытие Хаббла какое-либо отношение к космологии?
Через 70 лет после после первой космологической публикации Хаббла, в 1999 г.,
вопрос о природе локального (до 20 Мпк) хаббловского потока был вновь
отчетливо поставлен в работе А. Сэндиджа [31] (см. также его публикации
1972 и 1986 гг.
[32,33]). К настоящему времени наблюдениям стали доступны
галактики со скоростями разбегания в сотни тысяч км/сек, что соответствует
расстояниям в тысячи Мпк. Это бесспорно космологические масштабы.
На таких масштабах линейный закон расширения надежно и уверенно установлен, -
в полном соответствии с теоретическими ожиданиями в духе изотропных
фридмановских моделей. Но что
поразительней всего, для этих глобальных космологических масштабов постоянная
Хаббла имеет практически то же самое численное значение, что и в локальном
объеме до расстояний всего в 10-20 Мпк. Согласно
Сэндиджу [31], космологическое расширение прослеживается вплоть до 1.5 -
2 Мпк от нас, и `локальный темп подобен глобальному, если только он не
совпадет с ним точно, на уровне 
10 %'.
Иными словами говоря, общая картина расширения выглядит
так, как если бы глобальный космологический поток и в самом деле
начинался прямо вблизи нас и, простираясь далее чуть не до горизонта мира,
сохранял всюду свою кинематическую идентичность! Но ведь это же абсолютно
невозможно...
Такова загадка, оставленная нам Хабблом. Сэндидж, один из самых крупных космологов-наблюдателей наших дней, прямо пишет в работе 1999 г.: `мы так и остаемся с этой тайной' [31].
<< 5. Статический мир | Оглавление | 7. Вакуум вблизи нас >>