Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса

Угловой коэффициент отношения скорости v к расстоянию r, К = v/r, называется постоянной Хаббла, теперь ее принято обозначать буквой Н. Таким образом, закон Хаббла записывается так: v = Hr. Хаббл приводит два значения, основанных на результатах двух различных анализов данных: К = 500 км/с на 1 млн. парсеков для отдельной туманности и К = 530 км/с на 1 млн. парсеков — для туманностей, объединенных в группу.

При этих значениях К галактика NGC 7619, описанная Хьюмасоном, должна находиться на расстоянии 20 млн. световых лет от нас. Как мы вскоре увидим, значение Н, полученное Хабблом, было завышено в семь раз. По расчетам Хаббла, галактика Хьюмасона удалена от Земли на 140 млн. световых лет.

Заметьте, что Н фактически выражает скорость расширения Вселенной, которая не должна быть одинаковой на протяжении всего срока ее жизни, и, как мы знаем теперь, эта величина действительно не постоянна. Итак, я буду, придерживаясь традиции, определять значение Н, ныне обозначаемое Н0, как постоянную Хаббла. А более общий показатель расширения вселенной Н будем определять как параметр Хаббла.

Леметра заметили

В своей работе 1927 года, опубликованной на два года раньше статьи Хаббла, Леметр оценил К (или Н) в 625 км/с на 1 млн. парсеков, пользуясь, вероятно, той же выборкой, которая была у Хаббла133. В этой работе Леметр прямо утверждает: «Удаляющиеся галактики — это космическое проявление расширения Вселенной».

На статью Леметра начали обращать внимание в 1931 году, когда благодаря помощи Эддингтона, который наряду с Шепли был одним из наставников Леметра и наконец-то обратил на его работу внимание, появился ее перевод на английский язык134. Однако Леметр не включил в английскую версию статьи свои расчеты постоянной Хаббла135. В любом случае, даже во французской версии работы Леметр не указал на критически значимую зависимость скорости от расстояния, которая действительно необходима, чтобы понять этот эффект.

Тем не менее космологи оценили значимость работы Леметра. Эддингтон отмечал, что статическая Вселенная Эйнштейна зависела от космологической постоянной, имеющей строго определенное значение, причем малейшее изменение привело бы к расширению или сжатию Вселенной. Эддингтон писал де Ситтеру, что Леметр предложил «блестящее решение» проблемы и тот согласился с этим утверждением.

Наконец и Эйнштейн изменил свое мнение, а к 1933 году его примеру последовало астрономическое сообщество. В итоге Эйнштейн отказался от космологической постоянной, назвав ее своей «самой большой ошибкой». Он и не подозревал, что она (или что-то подобное ей) окажется носителем трех четвертей всей энергии Вселенной. Ни де Ситтер, ни Леметр не исключили космологическую постоянную из своих моделей, хотя пройдут годы, прежде чем потребность в ней ощутит большая часть космологов.