Что такое постоянная хаббла
Постоянная Хаббла
70 км/с. В моделях расширяющейся Вселенной постоянная Хаббла изменяется со временем, но термин «постоянная» оправдан тем, что в каждый данный момент времени во всех точках Вселенной постоянная Хаббла одинакова. Величина, обратная постоянной Хаббла, имеет смысл характерного времени расширения Вселенной на текущий момент. Для значения постоянной Хаббла, равной 70,4 (км/с)/Мпк (или 2,28·10 −18 c −1 ), время жизни Вселенной составляет около 4,38·10 17 с или 13,9·10 9 лет.
Примечания
См. также
Ссылки
Полезное
Смотреть что такое «Постоянная Хаббла» в других словарях:
ПОСТОЯННАЯ ХАББЛА — (обозначение Н0), показатель скорости удаления галактик (КРАСНОЕ СМЕЩЕНИЕ), который возрастает с увеличением расстояния от нас, согласно ЗАКОНУ ХАББЛА. Нулевой индекс означает, что эта величина определяет уровень расширения пространства в… … Научно-технический энциклопедический словарь
Хаббла закон — Закон Хаббла (закон всеобщего разбегания галактик) правило физической космологии, согласно которому красное смещение удалённых объектов пропорционально их расстоянию от наблюдателя. Таким образом, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она от… … Википедия
ХАББЛА ЗAKОH — скорость v удаления астрономич. объекта пропорциональна расстоянию r до него, т.е. v = Hr, где Я постоянная Хаббла. Закон хорошо выполняется для галактик, не входящих в скопления, и скоплений галактик как целого. Открыт Э. Хабблом в 1929 при… … Естествознание. Энциклопедический словарь
ХАББЛА ПОСТОЯННАЯ — (по имени амер. астронома Э. Хаббла (E. Hubble)) (Н), коэффициент пропорциональности между скоростями удаления внегалактич. объектов, вызванного космологич. расширением видимой Вселенной, и расстояниями r(t) =r0•R(t) до них (Л т. н. масштабный… … Физическая энциклопедия
ХАББЛА ЗАКОН — пропорциональность скорости uудаления внегалактич. объекта расстоянию до него r: где Н Хаббла постоянная. X. з. хорошо выполняется для галактик, не входящих в скопления, и скоплений галактик как целого. Открыт Э. П. Хабблом (E. P. Hubble) в 1929… … Физическая энциклопедия
Хаббла постоянная — (обозначается Н), коэффициент в законе Хаббла, выражающем линейную связь скорости v космологического разбегания («разлёта») скоплений галактик в зависимости от расстояния r до них: v = Hr, где H; 50 100 км/(с·Мпк). * * * ХАББЛА ПОСТОЯННАЯ ХАББЛА… … Энциклопедический словарь
ХАББЛА ПОСТОЯННАЯ — (обозначается Я), коэф. в законе Хаббла, выражающем линейную связь скорости v космологич. разбегания ( разлёта ) скоплений галактик с расстоянием r до них: v = Hr, где H 50 100 км/(с*Мпк). Назв. по имени Э. Хаббла … Естествознание. Энциклопедический словарь
Хаббла постоянная — (Н) коэффициент, выражающий линейную связь скорости v космологического разбегания скоплений галактик в зависимости от расстояния r до них: v = Нr (закон Xаббла), где H = 100 км/с·Мпк. Названа в честь американского астронома Э. П. Хаббла (1889… … Астрономический словарь
Параметр Хаббла — Постоянная Хаббла коэффициент, входящий в закон Хаббла, который связывает расстояние до внегалактического объекта (галактики, квазара) со скоростью его удаления. Имеет размерность, обратную времени (H=2,3×10 18 с 1), но выражается обычно в км/с… … Википедия
Что такое постоянная Хаббла?
Постоянная Хаббла — это константа, используемая для описания расширения Вселенной. Она устанавливает связь между удаленностью космического объекта и скоростью его удаления. Космос становится все больше и больше с тех пор, как начал расширяться с момента Большого Взрыва, произошедшего 13,82 миллиарда лет назад. Вселенная постоянно расширяется, и это расширение постоянно ускоряется.
По утверждению НАСА, у ученых существует не только интерес к самому расширению и его ускорению, но и к последствиям этого процесса. Если расширение вдруг начинает замедляться, это будет означать, что во Вселенной есть что-то, что замедляет ее рост — возможно, это гипотетическая темная материя, которая не может быть обнаружена современными инструментами. Если расширение Вселенной будет продолжать ускоряться, возможно, что именно темная материя несет ответственность за это явление. В общем, ученым пока не понятен механизм, заставляющий пространство менять свой объем. Но во всем виновата, несомненно, темная материя (поскольку она не обнаружена, а значит все непонятное в космосе можно списать на нее).
По состоянию на январь 2018 года измерения, полученные с нескольких телескопов показали, что скорость расширения Вселенной различается в зависимости от того, куда смотреть. Ближняя к нам часть Вселенной (исследуется с помощью орбитальных телескопов «Хаббл» и «Гайя») имеет скорость расширения около 73,5 километров в секунду на мегапарсек. В то время как более отдаленная Вселенная (измеряется космическим телескопом «Планк») расширяется немного медленнее, со скоростью около 67 км в секунду на мегапарсек. Мегапарсек — это расстояние в один миллион парсеков, или около 3,3 миллиона световых лет, так что это немыслимо большая скорость.
Открытие Хаббла
Постоянная была впервые предложена американским астрономом Эдвином Хабблом. Он занимался изучением галактик, и особенно его интересовали те, которые находятся наиболее далеко от Земли.
В 1929 году, на основании данных, полученных астрономом Харлоу Шепли, говорящих о том, что галактики, похоже, удаляются от Млечного Пути, Хаббл обнаружил, что чем дальше эти галактики с Земли, тем быстрее они движутся.
В то время ученые решили, что это явление — это всего лишь разлет галактик друг от друга. Однако сегодня астрономы знают, что на самом деле наблюдается расширение всей Вселенной. Независимо от того, где вы будете находиться в космосе, вы будете наблюдать одно и то же явление, происходящее с той же самой скоростью.
Первоначальные расчеты Хаббла уточнялись на протяжении многих лет, поскольку для проведения измерений использовались все более чувствительные телескопы, в том числе «Хаббл» и «Гайя», данные с которых уточняли значение постоянной на основе измерений космического микроволнового фона — постоянного температурного фона Вселенной, иногда еще называемый «послесвечением» Большого Взрыва.
Цефеиды — маяки Вселенной
Существует много видов переменных звезд, но те, которые наиболее полезны для уточнения значения постоянной Хаббла, называется цефеидами. Это звезды, которые регулярно меняют свою яркость в определенном интервале, который обычно колеблется от 1 до 100 дней (Полярная Звезда входит в число самых известных членов этой группы). Астрономы проводят измерения расстояния до этих звезд, измеряя изменчивость их светимости.
Чем ярче выглядит цефеида с Земли, тем легче измерить расстояние до нее. Некоторые цефеиды можно увидеть с Земли, но для получения более точных измерений лучше всего это делать в космосе.
Эдвин Хаббл смог измерить расстояния до цефеид, удаленных на расстояния до 900 000 световых лет от Земли — поразительное значение на то время — находящихся в пространстве, которое было все еще относительно близким к Земле. Дальше в пространстве цефеиды слабеют и их видно все меньше. Лишь запуск космического телескопа «Хаббл» смог изменить ситуацию в 1990-х годах. В 2013 году появился космический телескоп «Гайя», которому удалось точно определить позиции и светимость около 1 миллиарда звезд. Его данные также помогли уточнить значение постоянной Хаббла.
Однако цефеиды не идеальны для измерения космических расстояний. Они часто расположены в пыльных областях (которые затеняют некоторые длины волн на снимках). А более отдаленные из них — трудно обнаружить, потому что они слабо светятся с нашей точки зрения.
По словам Шоко Сакаи, научного сотрудника Национальной оптической астрономической обсерватории, астрономами используются и другие методы, которые дополняют измерения расстояний до цефеид, такие как например, отношение Талли-Фишера, использующее обнаруженную корреляцию между яркостью спиральной галактики и скоростью ее вращения. «Идея состоит в том, что чем больше галактика, тем быстрее она вращается», — писал он. «Это означает, что если вы знаете скорость вращения спиральной галактики, вы можете определить, используя зависимость Талли-Фишера, ее внутреннюю яркость. Сравнивая внутреннюю яркость с кажущейся величиной (той, на самом деле наблюдается — потому что чем дальше галактика, тем она становится «темнее»), можно рассчитать расстояние до нее».
Телескопы, умеющие измерять космический микроволновый фон, например телескоп «Планк», используют другой метод измерения расстояний, который для уточнения значения постоянной Хаббла анализирует флуктуации космического микроволнового фона.
Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.
Что такое постоянная хаббла
Постоянная Хаббла
Ю.Н.Ефремов
1. Слабые туманности
Первые признаки расширения Вселенной были обнаружены около 80 лет назад, когда большинство астрономов полагало, что наша Галактика и есть вся Вселенная. Слабые туманные пятнышки, десятки тысяч которых были обнаружены с началом развития астрофотографии, считались далекими газовыми туманностями на окраине всеобъемлющей звездной системы Млечного пути.
Вестон Слайфер на Флагстаффской обсерватории в Аризоне долгие годы был единственным человеком в мире, получавшим спектры этих «слабых туманностей». Самим ярким их представителем была хорошо известная туманность Андромеды. В 1914 г. Слайфер опубликовал первое определение лучевой скорости этой туманности по спектрограмме, полученной им на 24-дюймовом рефракторе.
Обсерваторию в Флагстаффе Персиваль Ловелл построил специально для наблюдений каналов Марса. Некоторые из нас пришли в астрономию, увлеченные его книгой, в которой рассказывалось о волне потемнения, о расщеплении каналов, переполняемых водой марсианской весны. Однако на этой обсерватории были открыты не менее фантастические, но совершенно реальные вещи. Работа Слайфера означала первый шаг на пути к открытию расширения Вселенной.
В 1865 г., Хеггинс впервые пронаблюдал спектр туманностей. Эмиссионные линии туманности Ориона явно говорили о ее газовом составе, но спектр туманности Андромеды (M31) был непрерывный, как и у звезд. Казалось бы, спор решен, но Хеггинс заключил, что такой вид спектра M31 говорит лишь о высокой плотности и непрозрачности составляющего ее газа.
В 1890 г. Агния Клерк в книге о развитии астрономии в XIX веке писала: «Вопрос о том, являются ли туманности внешними галактиками, вряд ли заслуживает теперь обсуждения. Прогресс исследований ответил на него. Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный мыслитель перед лицом существующих фактов не будет утверждать, что хотя бы одна туманность может быть звездной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путем».
В начале XX века фотографии, полученные Килером с 36-дюймовым рефлектором, показали, что слабых туманностей не менее 120 000. Звездный спектр отражательных (в основном пылевых) туманностей вокруг звезд Плеяд, казалось, подтверждал мысль о невозможности решить вопрос спектральными исследованиями. Это позволило В. Слайферу предположить, что и спектр туманности Андромеды объясняется отражением света центральной звезды (за которую он принял ядро галактики. )
2. Открытие Вселенной
Уже к 1910 г. Джорд Ричи на 60″ телескопе обсерватории Маунт Вилсон получил великолепные снимки, на которых было видно, что спиральные ветви больших туманностей усыпаны звездобразными объектами, но изображения многих из них были нерезкие, туманные. Это могли быть и компактные туманности, и звездные скопления, и несколько слившихся изображений звезд.
3. Начало космологии
Лундмарк и затем Штремберг, повторившие работу Вирца, не получили убедительных результатов, а Штремберг даже заявил в 1925 г., что «не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца». Однако было лишь ясно, что ни диаметр, ни блеск галактик не могут считаться надежными критериями их расстояния.
Американский теоретик Х.Робертсон в 1928 г., используя данные Хаббла 1926 года, также нашел, что скорости разбегания галактик пропорциональны их расстоянию. Повидимому, эту работу Хаббл знал. С 1928 г. по его заданию М.Хьюмасон (1891-1972) упорно старался измерить красное смещение у возможно более далеких галактик. Вскоре за 45 часов экспозиции у галактики NGC 7619 в скоплении Персея была измерена скорость удаления в 3779 км/c. (Надо ли говорить, что последние две цифры излишни). Сам же Хаббл разработал критерии определения расстояний для далеких галактик, цефеиды в которых оставались недоступны 100″ телескопу. Они были основаны на предположении об одинаковости блеска самых ярких отдельных звезд внутри разных галактик. К 1929 г. у него были уверенные расстояния двух десятков галактик, в том числе в скоплении Девы, скорости которых доходили примерно до 1100 км/с.
4. Закон Хаббла
Подчеркнем, что решающее значение имели методы определения расстояний галактик, разработанные Хабблом, для чего понадобились прямые фотографии на 100-дюймовом рефлекторе.
К 1935 г. у Хьюмасона были спектрограммы 150 галактик до расстояний, в 35 раз превышающих расстояние скопления галактик в Деве, а к 1940 г. наибольшие обнаруженные им скорости удаления галактик составляли уже 40000 км/с. И до самых больших расстояний сохранялась прямая пропорциональная зависимость между красным смещением линий в спектре,
и расстоянием, которая в общем виде записывается так:
Вселенной с конечной средней плотностью вещества в ней. Однако уже в 1931 г. Эйнштейн, говоря о расширяющейся Вселенной, отметил, что первым на этот путь вступил Фридман.
Расскажем прежде всего, как ее решал сам Хаббл в 1935 г.
У него были данные о красном смещении 29 близких галактик, находящихся, однако, за пределами Местной группы: слишком близкие галактики использовать заведомо нельзя, так как для них скорости удаления от нас, обусловленные расширением Вселенной, слишком малы и сравнимы со случайными их скоростями в пространстве.
В этих 29 галактиках Хаббл определил звездные величины самых ярких звезд. Поскольку светимости их во всех галактиках, как нашел Хаббл, примерно одинаковы, их звездные величины должны быть функцией расстояния, и действительно, они показывают зависимость от скорости удаления v.
5. Постоянная Хаббла
Зная абсолютную величину галактик и зависимость их видимых величин от красного смешения, легко найти постоянную Хаббла. Таким способом Сендидж получил в 1968 г. значение H=75 (км/с)/Мпс, долгое время считавшееся наиболее вероятным.
Однако в серии статей, опубликованных в 1974-1975 гг., А. Сендидж и швейцарский астроном Г. Тамман получили для постоянной Хаббла значение 55 (км/с)/Мпк. Определив с помощью цефеид расстояния галактик Местной группы и группы M81, они получили зависимость между линейными размерами областей HII и светимостью содержащей их галактики. С помощью этой зависимости они по угловым диаметрам областей HII нашли расстояния многих неправильных и спиральных галактик поля и определили светимость гигантских спиральных галактик ScI, которые можно выделить по внешнему виду. Для 50 слабых галактик ScI Сендидж и Тамман определили лучевые скорости (все они оказались превышающими 4000 км/с). Зная видимые и абсолютные величины, нетрудно получить постоянную Хаббла.
Это произошло в основном благодаря специальной программе наблюдений цефеид на Космическом телескопе имени Хаббла. Они были найдены и исследованы в двух десятках галактик, в основном в скоплении Девы, и по расстояниям этих галактик были прокалиброваны методы (Талли-Фишера, Сверхновые Ia и др.), позволяющие определять расстояния еще более далеких галактик, для которых можно пренебречь их случайными движениями. Одна группа исследователей, которую возглавляла знаток цефеид В.Фридман, получила в 2001 г. значение H=72+/-7, а группа А.Сендиджа получила в 2000 г. величину H=59+/-6. Ошибка опять-таки оценена обеими группами точно в 10%!
6. Расширение Вселенной
Задача определения постоянной Хаббла была столь острой, поскольку от ее значения зависят и масштабы Вселенной, и ее средняя плотность, и возраст. Экстраполируя разбегание галактик назад, мы приходим к выводу, что когда-то они все были собраны в одной точке. Если расширение Вселенной происходило с одной и той же скоростью, то величина, обратная постоянной Хаббла (), позволяет сказать, что этот момент t=0 имел место 13-19 (H=50) или 7-10 (H=100) миллиардов лет назад. Этот «экспансионный возраст Вселенной» при меньшем значении постоянной Хаббла, которое неизменно получается у Сендиджа, уверенно больше возраста старейших звезд, чего нельзя сказать про значение H=100. Впрочем, ныне проблема потеряла свою остроту, поскольку теперь не подлежит сомнению, что расширение Вселенной протекало с неодинаковой скоростью. «Постоянная» Хаббла постоянна лишь по пространству, но не во времени.
Исследования сверхновых типа Ia в далеких галактиках, первые результаты которых появились в 1998 г., стали началом новой революции в космологии, о которой рассказывается в упомянутой выше статье А.Д.Чернина. Скажем здесь лишь несколько слов.
Использование SNIa в качестве «стандартной свечи» для определения очень больших расстояний стало возможным благодаря работам Ю.П.Псковского, выполненным в ГАИШе еще в 1970-х годах. Считается, что одинаковость их светимости в максимуме объясняется тем, что явление сверхновой Ia происходит в тесной системе, включающей белый карлик, на который происходит аккреция вещества от второго компонента.
Положение сверхновых Ia типа на диаграмме Хаббла указывает на то, что в современную эпоху расширение Вселенной происходит ускоренно. Наиболее естественным образом это объясняется тем, что отрицательное давление космического вакуума подгоняет разлет скоплений галактик. Антитяготение вакуума означает, что расширение Вселенной будет происходить вечно.
Если верны эти выводы теории, в более раннюю эпоху расширение Вселенной, напротив, должно было бы идти замедленно, поскольку оно тормозилось гравитацией темного вещества. Его плотность стала меньше плотности вакуума, согласно теории, 6-8 миллиардов лет назад, и действительно, немногочисленные самые далекие сверхновые Ia указывают на замедленное расширение. На днях этот вывод был подтвержден совершенно независимыми данными спутника «Чандра» о горячем газе, наблюдающемся в рентгеновском диапазоне в скоплениях галактик. Отношение массы этого газа к массе темного вещества должно быть одинаково во всех скоплениях и отсюда можно получить расстояния скоплений галактик. Они показали, что замедленное расширение Вселенной сменилось ускоренным 6 миллиардов лет назад.
Итак, астрономические данные впервые позволили определить плотность энергии вакуума; они чреваты новой революцией в физике, ибо значение этой плотности необъяснимо современной теорией.
7. К краю Вселенной
Это гигантская эллиптическая галактика, вчетверо более мощная в радиодиапазоне, чем Кентавр А. Затем Сендидж и его сотрудники нашли z=0,53 у радиогалактики 3C330. Наконец, в 1981 г. Спинрад, получая спектры радиогалактик, нашел z=1,050 для 3C13 и z=1,175 для 3C427; экспозиции снова доходили до 40 часов, но наблюдались объекты, в десятки тысяч раз более слабые, чем в 1929 г.
Астрономия стала превращаться, на полвека позднее физики, в Большую науку, в которой многочисленные коллективы работают на гигантских установках. Огромную роль сыграло и развитие электроники, приведшее к созданию эффективных светоприемников.
Среди первых уловов Слоановского обзора было обнаружение в 2001 г. квазара с красным смещением z=6,28. Однако уже в следующем году этот рекорд был перекрыт и чемпионом оказался не квазар, а галактика. Как мы знаем, квазары являются галактиками с необычно ярким ядром, и их легче обнаружить на больших расстояниях. Зафиксировать красное смещение столь далекой обычной галактики удалось, потому что световой поток от нее был усилен в 4,5 раза благодаря эффекту гравитационного линзирования. Эта галактика, обозначаемая HCM 6A, находится в одной минуте дуги от центра массивного скопления галактик Abell 370, которое, находясь гораздо ближе к нам, и послужило гравитационной линзой. Благодаря действию этого естественного телескопа и удалось с помощью 10-м телескопа Keck-II на Мауна Кеа зафиксировать спектр галактики в инфракрасном диапазоне. На длине волны 9190 ангстрем была найдена эмиссионная линия, которая почти наверняка является линией Лайман-альфа, сдвинутой красным смещением z=6,56 из ультрафиолетовой области спектра.
Это отождествление было подтверждено наблюдениями на соседнем японском 8-м телескопе Subaru, которые показали, что в более далеких инфракрасных полосах поток в тысячи раз слабее, чем в этой эмисионной линии, что согласуется с ее отождествлением как линии Лайман-альфа.
Закон Хаббла
Одной из важнейших работ Эдвина Хаббла стало наблюдение за туманностью, находящейся в созвездии Андромеда. Изучая её с помощью стодюймового рефлектора, учёный смог классифицировать туманность как некоторую звёздную систему. Это же касается и туманности в созвездие Треугольник, которая также получила статус галактики. Открытие Хаббла расширило объёмы материального мира. Теперь Вселенная стала выглядеть пространством, наполненным галактиками – гигантскими скоплениями звёзд. Рассмотрим открытый им закон — закон Хаббла, один из самых фундаментальных законов современной космологии.
История и суть открытия
Космологический закон, характеризующий расширение Вселенной, известен ныне именно как закон Хаббла. Это главнейший наблюдательный факт в современной космологии. Он помогает в оценке времени расширения Вселенной. Вычисления производятся с учётом коэффициента пропорциональности, называемой постоянной Хаббла. Сам закон получил свой нынешний статус вначале, как результат работ Ж. Леметра, а позже и Э. Хаббла, который для этого использовал свойства цефеид. Эти интересные объекты имеют периодические изменения светимости, что делает возможным определить их удаление достаточно надёжно. При помощи зависимости «период-светимость», он измерил расстояния до некоторых цефеид. Ещё он определил красные смещения их галактик, что позволило вычислить радиальные скорости. Все эти эксперименты были проведены в 1929 году.
Величина коэффициента пропорциональности, которую вывел учёный, составила примерно 500 км/сек на 1 Мпк. Но в наше время параметры коэффициента изменились. Теперь он составляет 67,8 ± 0,77 км/сек на 1 Мпк. Эта нестыковка объясняется тем, что Хаббл не учёл поправки на поглощение, которая в его время ещё не была открыта. Плюс к этому, не были приняты во внимание собственные скорости галактик, вкупе со скоростью, общей для группы галактик. Также следует учитывать, что под расширением Вселенной понимается не простой разлёт галактик в пространстве. Это ещё и динамическое изменение самого пространства.
Постоянная Хаббла
Это составляющая величина закона Хаббла, которая увязывает значения расстояния до объекта, находящегося за пределами нашей галактики, и скорости его удаления. Положения этой постоянной определяют средние значения скоростей галактик. Используя постоянную Хаббла, можно определить, что галактика, расстояние до которой 10 Мпк, удаляется со скоростью 700 км/сек. А галактика, удалённая на 100 Мпк, будет иметь скорость уже в 7000 км/сек. Пока все обнаруженные объекты сверхдальнего космоса вписываются в рамки хаббловского закона.
Выводы из закона
Определив, что туманность Андромеды – галактика, состоящая из отдельных звёзд, Хаббл обратил внимание на смещение в спектральных линиях излучений соседних галактик. Смещение было сдвинуто в красную сторону, и учёный охарактеризовал это, как проявление эффекта Доплера. У него получилось, что галактики, по отношению к Земле, удаляются. Дальнейшие исследования помогли понять, что галактики тем быстрее убегают, чем дальше от нас они находятся. Именно этот факт и определил, что закон Хаббла – центростремительное разбегание Вселенной со скоростями, нарастающими по мере удаления от наблюдателя. Кроме того, что Вселенная расширяется, закон определяет, что она ещё имела своё начало во времени. Для понимания данного постулата, нужно попытаться происходящее расширение визуально запустить обратно. В таком случае можно дойти до начальной точки. В этой точке – маленьком комке протоматерии – и был сосредоточен весь объём нынешней Вселенной.
Значение в астрономии
Эйнштейн оценивал работу Хаббла достаточно высоко, а закон получил быстрое признание в науке. Именно наблюдения Хабблом (совместно с Хьюмасоном) красных смещений сделало вероятным допущение, что Вселенная не является стационарной. Закон, сформулированный великим учёным, фактически стал указанием, что во Вселенной присутствует некая структура, влияющая на разбегание галактик. Она имеет свойство сглаживать неоднородности космического вещества. Поскольку разбегающиеся галактики не замедляются, как это должно было быть вследствие действия их собственного тяготения, то должна существовать какая-то сила, их расталкивающая. И эта сила получила название тёмной энергии, которая имеет около 70% всей массы/энергии видимой Вселенной.
Сейчас расстояния до удалённых галактик и квазаров оцениваются посредством закона Хаббла. Главное, чтобы он действительно оказался верным для всей Вселенной, безграничной в пространстве и во времени. Ведь мы ещё не знаем свойств тёмного вещества, которое вполне может подкорректировать любые представления и законы.