Введение. Проблемы современной космологии
Мы живём в трёхмерном мире, который, в настоящее время, обозначаем простым и ёмким словом – Вселенная. В Большом энциклопедическом словаре Вселенная определена, как «Весь существующий материальный мир, безграничный во времени и пространстве, и бесконечно разнообразный по формам, которые материя принимает в процессе своего развития. Это мироздание Вселенная, изучаемая астрономией, – часть материального мира, которая доступна исследованию астрономическими средствами, соответствующими достигнутому уровню развития науки (иногда эту часть Вселенной называют Метагалактикой)». Не удивительно, что человечество с незапамятных времён интересовал вопрос о строении Вселенной. В начале 20-го века доминирующее место заняла тория о возникновении и эволюции нашей Вселенной в результате «Большого взрыва». Общепринятая на данный момент космологическая модель, это модель, описывающая раннее развитие Вселенной, а именно – начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии[1].
Доказательствами «Большого взрыва» стало обнаруженное американским астрономом Весто Слайфером в 1912–1914 годах красное смещение для галактик. В 1929 году Эдвин Хаббл открыл, что красное смещение для далёких галактик больше, чем для близких, и возрастает приблизительно пропорционально расстоянию (закон красного смещения, или закон Хаббла) и объяснил это эффектом Доплера. Однако в последствие выяснилось, что наблюдаемое красное смещение от галактик нельзя объяснить только эффектом Доплера, в него вносит вклад космологическое красное смещение из-за расширения пространства Вселенной. К тому же имеется не только красное но и фиолетовое смещение эффекта Доплера вследствие собственного движения галактик. При этом на больших расстояниях вклад космологического красного смещения становится преобладающим[2]. Таким образом, на самом деле, основной вклад в красное смещение вносит не эффект Доплера, а расширение самого пространства, причём, это расширение идёт с увеличивающейся скоростью, в зависимости от расстояния до космического объекта – чем он дальше, тем с большей скоростью от нас удаляется. В начале 1970-х годов для постоянной Хаббла было принято значение H=53,5(км/с)/Мпк. Наиболее надёжная оценка постоянной Хаббла на 2013 год составляла H=67,8±0,77(км/с)/Мпк[3]. В 2016 году эта оценка была уточнена до H=66,93±0,62(км/с)/Мпк[4]. Следует отметить, что измерения разными методами дают несколько различающиеся значения постоянной Хаббла. Указанные выше значения получены с помощью измерения параметров реликтового излучения на космической обсерватории «Планк». Опубликованные в 2016 году измерения «местного» (в пределах до z < 0,15) значения постоянной Хаббла путём вычисления расстояний до галактик по светимости наблюдающихся в них цефеид на космическом телескопе Хаббла дают оценку в 73,24 ± 1,74 (км/с)/Мпк,