Закон Хаббла: расширение вселенной

В 1929 году, спустя семь лет после работы Фридмана и, увы, уже после его смерти, астроном Эдвин Хаббл смог впервые измерить расстояния до десятков галактик. Он сопоставил эти расстояния с лучевыми скоростями галактик (то есть с проекциями их скоростей на прямые, соединяющие галактики с наблюдателем) и обнаружил, что чем дальше от нас галактики, тем быстрее они удаляются от нас. То есть галактики разбегаются, и Вселенная расширяется!

Для измерения лучевых скоростей в астрономии используют эффект Допплера: если светящийся объект движется с лучевой скоростью v, то воспринимаемая нами длина волны его излучения изменяется, причем относительное изменение длины волны равно отношению лучевой скорости к скорости света: Δ λ/λ = ± v/c. Если объект движется от нас, то длина волны возрастает (то есть свет «краснеет»), а при движении к нам длина волны уменьшается (свет «синеет»). Так вот, спектры излучения всех далеких галактик смещены в красную сторону — этот эффект назвали красным смещением.

Хаббл установил, что скорость убегания галактик пропорциональна расстоянию до них. Математически этот закон Хаббла формулируется очень просто:

v = HxR,

где v — скорость удаления галактики от нас, R — расстояние до нее, а H — так называемая постоянная Хаббла, которая определяется экспериментально (и ее значение постоянно уточняется). Галактики, удаленные от нас на расстояние 1 млн. световых лет, убегают со скоростью около 20 км/с, на 100 млн. световых лет — со скоростью в 100 раз большей. Постоянная Хаббла Н играет огромную роль в космологии: именно она определяет возраст Вселенной, поэтому ее стараются измерить как можно точнее.

Закон Хаббла не означает, что Солнечная система (или наша Галактика) — центр мироздания. Разбегание галактик выглядит совершенно одинаково из любой точки Вселенной! Расширяется сама ткань мирового пространства, и все галактики удаляются друг от друга.

Итак, мы точно знаем, что сейчас наш мир находится в стадии расширения. А чтобы узнать его дальнейшую судьбу, надо измерить среднюю плотность материи (включая, конечно, все её виды) во Вселенной.