Бесчисленные астрономические наблюдения давно показали, что мы живем в однородной и изотропной Вселенной, которая практически с самого рождения претерпевает перманентное расширение. Это означает, что физические расстояния между гравитационно независимыми галактиками и скоплениями галактик постоянно возрастают, однако крупномасштабная геометрия пространства Большого Космоса неизменно сохраняет однородность и изотропию. Выражаясь менее формально, в этой геометрии нет ни выделенных мест, ни выделенных направлений — так сказать, имеет место идеальная вселенская демократия.
Как показывает математический анализ, однородное и изотропное трехмерное пространство может существовать лишь в трех версиях — сферической, плоской (это наше родное пространство Евклида) и гиперболической. Всем им соответствует метрика Леметра — Фридмана — Робертсона — Уокера, которая тоже задается в трех вариантах. Формально различия между ними задаются параметром, определяющим знак (но не абсолютную величину!) кривизны пространства: для сферической геометрии она положительна, для евклидовой — нулевая, и для гиперболической — отрицательна. Как показывают многочисленные астрономические наблюдения, реальная пространственная кривизна сегодняшней Вселенной в принципе может быть отлична от нуля, однако же очень к нему близка. Это можно выразить и иначе: радиус кривизны пространства Вселенной может быть конечен, но в любом случае он намного превышает линейные размеры той ее части, которая доступна нашим наблюдениям.
В космологии вводится параметр H(t), размерность этого параметра обратна размерности времени (например, это 1/сек, если измерять время в секундах). Его называют параметром Хаббла, а его современное значение H0 — постоянной Хаббла.
Довольно элементарные соображения позволяют показать, что cz=H0d. Это и есть закон Хаббла, как он формулируется в астрономии и космологии. Он переходит в классическую формулу Хаббла v=H0d, если вспомнить, что, согласно теории эффекта Доплера — Физо, величина красного смещения при взаимном удалении источника и приемника света дается формулой z=v/c, которая справедлива, если скорость удаления v много меньше световой.
Если выбрать, как это обычно и делается, систему единиц, в которой скорость света c=1, закон Хаббла приобретает совсем уж простой вид z=H0d. При ее использовании в такой записи надо только помнить, что размерности пространственной длины и времени в этой системе совпадают. Практически она применима, если величина красного смещения не превышает одной десятой.
Как уже говорилось, значение постоянной Хаббла можно выражать в обратных секундах. Однако реально для него используют запись, восходящую к исходной хаббловской формуле v=H0d. Поскольку слева там стоит скорость разлета галактик, выраженная в километрах в секунду, удобно «врезать» эту же меру и в определение хаббловской константы, придав ей размерность скорость/расстояние. Конкретно, ее численные значения определяют в километрах в секунду на мегапарсек, выражая межгалактические дистанции d
Правда, в его совместной статье с Хьюмасоном от 1931 года численная величина H0 оценивалась в 558 (км/сек)/Мпк, что уже тогда выглядело сильно завышенным. Первым астрономом, получившим близкое к современному значение хаббловской константы, был блестящий мастер прецизионных телескопических наблюдений американец Аллан Сэндидж, который в 1958 году, уже после кончины Хаббла, определил величину H0 в 75 (км/сек)/Мпк. С тех пор она многократно корректировалась и продолжет корректироваться. Результаты этих корректировок и привели к возникновению так называемого Hubble tension («хаббловского напряжения»).
Можно спросить, почему задача возможно более точного определения величины H0 настолько релевантна для наук о космосе. Все дело в том, что космологические модели, описывающие эволюцию Вселенной, прямо или косвенно опираются на современное значение параметра Хаббла H0. В частности, его обратная величина 1/H0 по порядку величины равна возрасту Вселенной, а произведение 1/H0 на скорость света характеризует масштаб ее видимой области. Поэтому для астрономии и космологии выяснение точного значения H0 не менее важно, чем, скажем, для физики частиц измерение заряда и массы электрона.
|
