Физик Георгий Гамов, чтобы заставить студентов запомнить правило доплеровского эффекта, рассказывал на лекциях такой анекдот. Касался он коллеги Гамова, тоже известного американского физика по имени Роберт Вуд. Однажды в Балтиморе полиция задержала Вуда за то, что он въехал под красный свет. Знаменитый физик блестяще объяснил на суде, что из-за эффекта Доплера, в результате большой скорости его автомобиля, красный свет сдвинулся в фиолетовую сторону спектра до зеленого. И что он как водитель в нарушении не виноват. Судья уже решил было оправдать Вуда. Но, как на грех, в зале оказался студент, только что проваленный Вудом на экзамене. Студент быстро подсчитал скорость, требуемую для превращения красного света в зеленый. И судья, отказавшись от первоначального обвинения, оштрафовал Вуда за превышение скорости.

Приступая к наблюдениям, Слайфер рассуждал так: поскольку никакого преимущественного направления в космосе быть не может, примерно половина туманностей должна от нас удаляться, а половина приближаться. Можно представить себе недовольство исследователя, когда самые тщательные наблюдения показали, что из семнадцати наблюдаемых туманностей лишь две, судя по фиолетовому смещению, приближаются к Земле. Все остальные туманности имели красное смещение. А следовательно, направляли свой полет от нас.

Определение лучевых скоростей по спектральному сдвигу, надо полагать, считалось кропотливой и, по-видимому, довольно малоперспективной работой, потому что почти десять лет Слайфер был едва ли не единственным астрономом, занимающимся этим делом.

К началу двадцатых годов он измерил уже спектральный сдвиг и рассчитал скорости 41 туманного пятна. Почти все они удалялись. Лучевые скорости, рассчитанные по величине красного смещения, распределялись в пределах от 300 до 1800 км/сек — это значительно больше, чем самая высокая из известных в то время лучевых скоростей звезд.

Допустить, что один класс объектов Галактики принципиально только удаляется от нас, означало бы наделить и этот класс, и нашу солнечную систему какой-то исключительностью.

Непонятное поведение слайферовских туманностей заинтересовало еще двух астрономов. Это были Милтон Ла-Салль Хьюмассон, начинавший свою астрономическую карьеру сторожем обсерватории, и штатный астроном-наблюдатель Эдвин Пауэлл Хаббл. Впрочем, Хаббл был едва ли не больше, чем Хьюмассон, «астроном божьей милостью». Окончив Чикагский университет с дипломом адвоката, он в двадцать пять лет поступает в Иеркскую обсерваторию и становится астрономом-наблюдателем. Читатель, обладающий хорошей памятью, наверняка заметит про себя, что подобный случай в астрономии не уникален для прошлых лет. Но сменить так круто специальность в XX столетии — для этого нужно иметь не только мужество, но и истинное призвание к астрономии.

К этому времени в обсерватории на горе Вилсона вошел в строй самый большой телескоп в мире, обладающий зеркалом диаметром в два с половиной метра. И Хаббл вместе с Хьюмассоном начали ювелирную работу, фотографируя слабые туманности с выдержкой в несколько часов, а то и суток. Молодые астрономы виртуозно владели техникой, и наступил день, когда впервые в истории астрономии им удалось увидеть на фотографии туманности Андромеды — звезды.

Значит, все-таки туманности имеют звездный состав! А неразличимы они по той причине, что находятся от нас слишком далеко, за пределами нашей собственной звездной системы, нашей Галактики. Потому и предложили называть эти удаленные небесные объекты сначала внегалактическими туманностями. Однако доказательство звездного состава этих туманностей было таким значительным шагом вперед, что английский астроном Харлоу Шепли предложил переименовать внегалактические туманности в «галактики». Тем самым одновременно подчеркивалось колоссальное расширение пределов вселенной, которая оказалась состоящей из множества звездных островов, аналогичных нашему.

Почти всю жизнь посвятил Хаббл исследованию внегалактических туманностей, или галактик, расширив границы нашей вселенной до миллиарда световых лет. Последние десятилетия своей жизни астроном потратил на то, чтобы классифицировать и составить своеобразный каталог галактик. И к 1953 году — последнему году жизни Хаббла — его классификация была в основном готова. В нее вошло около тысячи наиболее ярких галактик северного и частично южного неба.

В 1928 году, фотографируя спектр наиболее слабого и удаленного туманного объекта, Хьюмассон сделал особенно длительную выдержку. Когда пластинка была проявлена, Хаббл вместе с Хьюмассоном углубился в ее изучение. Астрономы не поверили своим глазам. Галактика, обозначенная в каталоге Дрейера как NGC 7619, имела такой красный сдвиг спектра, что расчет ее скорости дал величину 3800 км/сек! Это была совершенно фантастическая в те времена скорость для небесного объекта. С этого момента Хаббл с еще большим вниманием стал исследовать поведение спектров внегалактических объектов.

Постепенно, по мере накопления результатов наблюдений, подтвердилась упомянутая выше странная особенность: почти все галактики, за небольшим исключением, показывали красное смещение. Это значило, что они удаляются от нашей звездной системы. При этом наиболее слабые галактики — самые удаленные от нас — имели это смещение спектра наибольшим. Напрашивался вывод, что далекие звездные острова разлетаются с большими скоростями, чем находящиеся ближе…

К 1929 году Хаббл сообщил, что ему удалось установить фундаментальную закономерность: красное смещение в спектрах галактик ^Δλ/_λ пропорционально расстоянию до галактик.

Это было великим открытием, поражающим воображение. Оно блестяще подтверждало фридмановскую гипотезу расширяющейся вселенной. Если верить тому, что красное смещение спектров далеких галактик действительно следствие эффекта Доплера, то есть вызывается скоростью удаления звездных островов, то галактики должны удаляться со скоростями, пропорциональными их расстояниям:

где H — некоторый коэффициент пропорциональности с размерностью (¹/_сек.). Для удобства расчетов, чтобы избавиться в ответе от громадных чисел, измеряется H в других единицах:

где Мгпс — мегапарсек — расстояние, равное 3,084·10¹⁹ км. Буква H выбрана для обозначения коэффициента пропорциональности тоже неспроста, а в честь Хаббла (Hubble), именем которого назван этот фундаментальный закон вселенной и сама постоянная.

Теперь оставалось определить значение коэффициента H потому, что он определяет время T, прошедшее от таинственного «нуль-пункта» до наших дней. Для большинства фридмановских моделей время T (по порядку величины) обратно пропорционально H (T = ¹/_H). Однако надежное определение этой мировой константы (H) оказалось весьма непростым делом. Лишь к 1936 году Хаббл пришел к выводу, что H = 540 км/сек на мегапарсек. Отсюда получался срок жизни вселенной:

То есть всего примерно два миллиарда лет?.. Два миллиарда лет прошло с момента образования нашей вселенной, если применить этот коэффициент для расчета времени фридмановских моделей? Но согласно геологическим данным возраст нашей Земли больше двух с половиной миллиардов лет! Не могла же наша планета образоваться раньше, чем вся вселенная?..