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

Расширение началось почти 14 млрд лет назад. Спустя десятки миллионов лет появились первые звезды, затем галактики, вплоть до настоящего времени формируются скопления и сверхскопления галактик. На протяжении космической истории менялся химический состав Вселенной: водорода становилось все меньше, а количество тяжелых элементов увеличивалось.

Современная космология начала свою историю около 100 лет назад, когда появилась общая теория относительности и когда астрономы научились измерять расстояния до далеких галактик и их скорости. Многого мы пока не знаем: что было в самом начале, что будет со Вселенной в далеком будущем. Но новые важные открытия приближают нас к разгадкам этих тайн, поэтому космология столь интересна и привлекательна.

11.1. Разбегание галактик. Закон Хаббла

Теоретические работы, положившие начало современной космологии, появились немного раньше ключевых наблюдений в этой области. Первую космологическую модель в рамках общей теории относительности рассмотрел сам Эйнштейн в 1917 г. В этом же году появилась и статья Виллема де Ситтера (Willem de Sitter), в которой обсуждалась возможность роста скорости с расстоянием. Однако в своем построении Эйнштейн исходил из идеи о стационарности Вселенной, для достижения которой ему пришлось добавить так называемую космологическую постоянную. Первые реалистичные модели в рамках ОТО были рассчитаны Александром Фридманом в 1922 г., который получил решения для расширяющейся или сжимающейся Вселенной. Следующий важный шаг был сделан Жоржем Леметром (Georges Lemaitre) в 1927 г.; в своих последующих работах в начале 1930-х гг. он дал исчерпывающее объяснение данным наблюдений Хаббла, а также рассмотрел ряд моделей, в том числе и с космологической постоянной, с разными законами изменения масштабного фактора. К числу последних относится и современная модель, в которой первые несколько миллиардов лет расширение Вселенной замедляется, а затем – ускоряется. Однако теория оставалась лишь теорией, пока не появились новые данные наблюдений.

Первые реалистичные нестационарные космологические модели были построены Александром Фридманом в 1922 г.

Традиционно историю открытия расширения Вселенной начинают с работ Весто Слайфера (Vesto Slipher). В 1914 г. он обнаружил, что несколько галактик удаляются от нас (а не приближаются, как, например, туманность Андромеды). Однако пока это были лишь разрозненные данные, на основе которых не было сделано решающего вывода, хотя такие попытки предпринимались (например, Артуром Эддингтоном в 1923 г.). Ключевой стала работа Эдвина Хаббла, который в 1929 г. опубликовал статью с достаточно точно измеренными расстояниями[11] до более чем двух десятков галактик и их скоростями, расположенными на одном графике. Так возникло знаменитое соотношение, которое мы теперь знаем как закон Хаббла – скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию: v = Hd, где v – скорость галактики, d – расстояние до нее, а H – коэффициент, называемый постоянной Хаббла.

Согласно закону Хаббла, скорость удаления галактики прямо пропорциональна расстоянию до нее.

К этому моменту благодаря работам Фридмана и Леметра уже была в общих чертах готова теория, объясняющая такое положение дел. В ОТО существует понятие метрики, которая описывает свойства пространства-времени, т. е. соотношение между временными и пространственными координатами. В космологии наиболее известна метрика Фридмана – Робертсона – Уокера, содержащая так называемый масштабный фактор, который показывает, как меняется расстояние между удаленными друг от друга объектами со временем. Расстояние между далекими объектами (между которыми уже нет заметных сил) растет со временем, и постоянная Хаббла характеризует, с какой скоростью это происходит в данный момент.

В процессе космологического расширения галактики не движутся сквозь окружающее пространство.