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

Кроме того, существует гравитационное красное смещение сигнала, который идет из области с более сильной гравитацией в область с более слабой. Его природа состоит в том, что часы идут по-разному в разном гравитационном поле (в более сильном время течет медленнее). Соответственно, фотон, пришедший к нам из области сильного поля, кажется нам «покрасневшим».

Однако космологическое красное смещение нельзя простым способом свести ни к доплеровскому, ни к гравитационному сдвигу. Оно связано именно с расширением Вселенной. Величина космологического смещения зависит от изменения масштабного фактора во время распространения сигнала.

Красное смещение обозначают буквой z. Его легко рассчитать по измеренному сдвигу длин волн: z = (λ – λ₀)/λ₀, где λ – наблюдаемая нами длина волны, а λ₀ – длина волны источника в точке испускания. Если красное смещение равно 1, это означает, что длина волны удвоилась. Это соответствует расширению Вселенной вдвое за время движения фотона. При этом не имеет значения, какой была скорость источника в момент излучения или приема сигнала, – важно, что происходило во время распространения.

Космологическое красное смещение обозначают символом z. Величина (z + 1) показывает, во сколько раз растянулась Вселенная с момента излучения сигнала.

Наблюдатели, проводившие первые измерения скоростей галактик, исходили из доплеровской природы красного смещения. Что интересно, такая интерпретация на относительно небольших расстояниях (менее пары миллиардов световых лет) не приводит к заметной ошибке, и скорость при этом можно оценить по доплеровской формуле: v = cz (в первую очередь это объясняется тем, что близкие источники мы видим такими, какими они были относительно недавно, и за это время постоянная Хаббла не успела существенно измениться). Однако для бóльших расстояний это уже не так.

На наблюдаемое красное смещение могут накладываться доплеровское и гравитационное. Первый эффект особенно важен, когда мы говорим о близких галактиках. Галактики могут иметь заметную скорость (сотни километров в секунду) относительно своего окружения, такие скорости называют пекулярными. Они связаны в первую очередь с взаимным влиянием галактик (например, с движением галактики внутри скопления). Поэтому на расстояниях менее 20–30 млн световых лет могут наблюдаться очень сильные отклонения от закона Хаббла.

Процессы на больших красных смещениях выглядят для нас как бы растянутыми во времени.

Красное смещение соответствует изменению не только длины, но и частоты волны, так что можно говорить об изменении относительного хода времени. Если бы мы наблюдали в галактике на z = 1 часы, то увидели бы, что они идут в два раза медленнее наших. И такие часы имеются: в качестве таковых могут выступать далекие сверхновые, для некоторых из них мы умеем восстанавливать их истинные кривые блеска. Если без учета эффекта красного смещения блеск близкой сверхновой спадает, скажем, с характерным масштабом две недели, то на z = 0,5 мы будем наблюдать спад, замедленный в (1 + z) раз (т. е. в полтора раза больше – три недели). Это же верно для любого характерного временнóго процесса: на красном смещении z он кажется нам в (1 + z) раз более медленным[13].

Начиная с 1930-х гг. в течение нескольких десятилетий рассматривались альтернативные варианты интерпретации космологического красного смещения. Однако их пришлось отбросить после сравнения предсказаний этих моделей с данными наблюдений. Например, мы знаем, что величина красного смещения не зависит от длины волны (в 2016 г. точность таких наблюдений была доведена до одной миллионной), что противоречит ряду альтернативных сценариев.

Были придуманы специальные критерии (например, тест Толмена, связывающий поверхностную яркость галактик с их красным смещением), предназначенные для проверки предсказаний разных моделей. Оказалось, что поверхностная яркость галактик спадает в строгом соответствии с предсказаниями стандартной космологической модели (в 1930 г., когда был предложен тест, она еще не была таковой).

11.4. Геометрия Вселенной

Для наблюдений нам доступна лишь конечная область – часть большой Вселенной. Астрономические данные свидетельствуют в пользу того, что наблюдаемая часть пространства в больших масштабах однородна и изотропна. Это является основой наших представлений о геометрии Вселенной. При этом все выводы о параметрах большой Вселенной являются экстраполяцией.