Петр Путенихин - О сущности ускоренного расширения Вселенной

определяющую характер расширения Вселенной находят по их красному смещению:

Уточним, что индекс 0 соответствует настоящему, нашим дням. В рассматриваемой задаче мы можем определить по красному смещению z относительную скорость разбегания двух объектов:

Рассмотрим некоторый определённый интервал времени, скажем, тысячу лет. Тогда

Если мы сравниваем объекты в самом начале расширения Вселенной, скажем, в момент времени 1000 лет от Большого Взрыва, то получаем:

Теперь рассмотрим, как быстро, спустя 10⁹ лет, удаляются друг от друга такие же два объекта, за такой же интервал времени наблюдения – 1000 лет:

То есть, через 10⁹ лет при рассматриваемом законе роста масштабного фактора наблюдатель не обнаружит никакого относительного движения галактик. Для сравнения рассмотрим, что будет в случае стандартного расширения Вселенной с современным значением постоянной Хаббла:

Здесь, напомним, a0 – это исходное, начальное значения масштабного фактора для двух наблюдаемых объектов. Вблизи начального момента времени за такой же период наблюдений: (t0 – t1) = 1000 мы обнаружим

Теперь произведёт такие же измерения, спустя 10⁹ лет. В этом случае, с учётом моменты наблюдений возрастут до: t0' = t0+10⁹ и t0' = t1+10⁹. Соответственно, за такой же интервал наблюдений – 1000 лет, то есть мы получим значение красного смещения:

Подставляем сюда стандартные, современные законы изменения масштабного фактора

То есть, и в наши дни и спустя 10⁹ лет при неизменном параметре Хаббла H0 и современном законе изменения масштабного фактора мы получаем одно и то же красное смещение. Очевидно, это соответствует равномерному расширению Вселенной. Таким образом, этот пример также соответствует предложенному определению ускоренного, равномерного или замедленного расширения Вселенной, определяемому по характеру изменения параметра Хаббла.

Последний вариант доказательства использует более явное и наглядное изменение параметра Хаббла.

в данном случае параметр H(0) – это не нынешнее его значение H0, а некоторое положительное исходное значение, значение в начальный момент расширения Вселенной.

Из уравнения мы видим, что в некоторый момент времени t± параметр Хаббла становится равным нулю, то есть, Вселенная перестаёт расширяться, становится стационарной. Далее параметр становится отрицательным, а Вселенная начинает сжиматься, причём на бесконечности – до нулевых размеров. Закон Хаббла --">