(Оффтоп)
А. Извините :-) Но предупреждайте в будущем :-)
Для космологических процессов, типа расширения Вселенной, СТО (выше упомянутая как СТВ) неприменима. Необходимо пользоваться ОТО и космологической моделью, например, в Стандартной космологической модели используется пространство-время, называемое решением (или метрикой) Фридмана-Леметра с ненулевым
-членом. Собственно,
-член меняет немногое, так что для понимания основ можно пользоваться учебниками, выпущенными до 1998 года, когда он считался равным нулю, и излагалась просто метрика Фридмана-Леметра.
Так что, прибавлять скорости надо согласно решению Фридмана-Леметра. Это и не СТО, и не прибавление по Ньютону.
Самая большая ошибка
diletant10 - в формуле (3). Дело в том, что постоянная Хаббла со временем падает, и это даёт к формуле (3) отрицательную прибавку той же величины, так что в сумме получается нуль (не говоря ещё про множитель
для релятивистски-больших скоростей, который
diletant10 просто забыл). Инерционное движение оказывается в первом приближении просто движением с постоянной скоростью.
Никакого волшебства и чудесных увеличений скорости из ниоткуда не возьмётся.Если расчёт проводить не в первом приближении, то следует использовать точную космологическую модель, в которой
со временем меняется не только из-за расширения Вселенной, но и из-за вклада тяготения материи (а с учётом
-члена - и отталкивания от тёмной энергии). В этом случае получится не нуль, но совсем другое число, малое. И скорость будет увеличиваться, и даже превзойдёт скорость света, но за другое время.
Формулы для расчёта движения выведены в Ландау-Лифшице "Теория поля" § 114 формула (114.22). Важное указание: они приведены не в собственных координатах, которые использует (неявно, и видимо, не осознавая этого)
diletant10, а в сопутствующих (координаты Робертсона-Уокера). Это требует дополнительного пересчёта, по известным формулам, см. например
http://www.astronet.ru/db/msg/1194831 . Самая большая сложность при интегрировании этих уравнений будет в функции эволюции Вселенной
её можно рассчитать численно самому (скажем, по модели 30/70), или взять с каких-нибудь космологических ресурсов, где она рассчитана в будущее.