Концепції сучасного природознавства - Карпов Я. С. - 4.1.7 Закон Хаббла й дослідження Слайфера

У 1922 році радянський фізик і математик Олександр Фрідман, спираючись на рівняння Ейнштейна, показав, що речовина у Всесвіті не може перебувати в спокої, тобто Всесвіт не може бути стаціонарним, незмінним. Він повинен або стискатися, або розширюватися як ціле. Причому мова йде про розширення самого простору, тобто про збільшення всіх відстаней Світу. "Всесвіт Фрідмана" нагадував мильну бульбашку що роздувається, в якої і радіус, і площа поверхні невпинно збільшуються.

Ідея Фрідмана про Всесвіт, що розширюється, спочатку здалася Ейнштейну занадто сміливою і необґрунтованою. Він навіть мав підозру, що Фрідман помилився у своїх обчисленнях. Однак, ознайомившись з ними більш уважно, Ейнштейн привселюдно визнав, що Фрідман має рацію, і ми, очевидно, справді живемо у Світі, що розширюється.

4.1.7 Закон Хаббла й дослідження Слайфера

У тому ж 1917 році, коли Ейнштейн запропонував світу свою модель скінченного стаціонарного Всесвіту, американський астроном В. Слайфер завершив роботи з дослідження спектрів 41 туманності. У 36 туманностей лінії їхніх спектрів виявилися зміщеними до червоної частини спектра, що, природно, можна було пояснити ефектом Допплера — відаленням цих туманностей, точніше, галактик, від нас.

Коли п'ять років потому ідеї Фрідмана набули поширення, відкриття Слайфера розцінили як доказ реальності Світу, який розширюється.

Довгий ланцюг відкриттів увінчався надзвичайно важливою подією в 1929 році, коли Хаббл встановив, що в космосі "все розбігається". Вимірявши швидкості роз-бігання 36 галактик, Хаббл виявив, що ці швидкості тим більші, чим далі від нас знаходяться зоряні системи. У цьому — суть знаменитого закону Хаббла:

де V — стала Хаббла (у наш час прийнято, що вона дорівнює 50 км/с-),

r — відстань до галактики.

Не слід вважати, однак, що Земля — це якесь особливо неприємне місце світобудови, від якого майже всі галактики прагнуть відлетіти якнайдалі. Віддалення галактик, яке ми спостерігамо, є наслідком розширення всього простору Всесвіту. При такому розширенні простору всі відстані у Всесвіті збільшуються подібно до того, як зростають відстані між точками на поверхні мильної бульбашки, що роздувається.

Крім загального роздування, зумовленого розширенням простору, галактикам властиві й порівняно незначні власні рухи в самому просторі. Такі власні рухи спрямовані в різні боки, і швидкості найближчих з галактик перевищують швидкості їх розбігання. От чому деякі з найближчих галактик мають фіолетове зміщення, тобто наближаються до Землі (туманність Андромеди). Для віддалених же зоряних систем швидкість розбігання значно перевищує їх власну швидкість і ніякого фіолетового зміщення в їхніх спектрах не спостерігається.

Якщо радіус Всесвіту невпинно збільшується, тобто є всі підстави вважати, що в минулому він був меншим, ніж сьогодні, і що колись, дуже давно, він був близький до нуля. Вік Всесвіту, оцінений за сталою Хаббла, становить 15-18 мільярдів років.

У Всесвіті Фрідмана початок — це момент, коли густина космічної речовини мала нескінченно велике значення, а її радіус дорівнював нулю. Початковий стан нескінченної щільності називається космологічною сингулярністю ("сингулярність" означає "особливість").

Але нескінченність — поняття математичне, а не фізичне. І якщо в математичних формулах, що описують фізичне явище, виникає нескінченність, то для фізики—це сигнал тривоги. Нескінченність означає, що виникає щось надзвичайне, і дана теорія неспроможна вірно описати новий факт. Космологічна сингулярність указує межі застосовності моделі Фрідмана. Швидше за все, у зоні сингулярності стає непридатною і сама загальна теорія відносності, їй на зміну повинна прийти квантова теорія гравітації.