В моделях расширяющейся Вселенной раньше галактики были ближе друг к другу, а средняя плотность превышала сегодняшнюю. Значит тогда скорость взаимного удаления галактик оказывалась больше и мы с неизбежностью должны прийти к выводу, что в прошлом был момент бесконечной плотности. (Тогда ни галактик, ни отдельных небесных тел еще не существовало, они возникли позже в ходе расширения Вселенной.) Этот момент формально бесконечной плотности вещества, момент начала расширения, называют космологической сингулярностью. В космологической сингулярности произошел «Большой взрыв», давший начальные скорости разлета вещества Вселенной.
Как давно это было? Оценку дать нетрудно. Если бы две галактики все время удалялись друг от друга с постоянной скоростью, то, поделив расстояние между ними на скорость, мы бы получили время, когда они находились в одном месте. Учтя же закон Хаббла V = Hr, найдем, что этот промежуток времени равен 1/H, независимо от расстояния. Таким образом, если бы скорость удаления каждой галактики не тормозилась тяготением, в момент 1/H они все находились бы в одном месте. На самом же деле в прошлом скорости были большие. Но, если плотность вещества во Вселенной не слишком превышает критическую, а это именно так, торможение по порядку величины сделанную оценку времени не изменит. Подставив значение H, найденное Хабблом, получим, что время 1/H ≈ 2∙109 лет.
На рубеже двадцатых и тридцатых годов по радиоактивному распаду урана в земной коре был оценен, возраст нашей планеты — от двух до шести миллиардов лет. По относительному количеству изотопов урана 235 и 238 в горных породах Резерфорд также нашел, что возраст Земли около 3 миллиардов лет. В 1930 г. Эддингтон заметил, что время 1/H очень близко к возрасту радиоактивных элементов и сильно отличается от оценок возраста звезд. Тогда возраст звезд считался гораздо большим — около тысячи миллиардов лет. Так следовало из предположения, что источником энергии звезд служит превращение их массы в излучение. Причем принималось, что практически вся масса может перейти в излучение по формуле Эйнштейна Е = mc2. Дополнительные аргументы в пользу столь долгого существования звезд следовали из сделанных Джинсом оценок времени динамических процессов в звездных системах.
Возникло знаменитое противоречие между двумя шкалами времени. Ведь если звезды существуют сотни миллиардов лет, их возраст должен быть намного больше возраста Вселенной!
Как примирить столь разные оценки?
Космологи пытались «растянуть» время расширения Вселенной, считая, что Λ-член все же не равен нулю. С другой стороны, к концу тридцатых годов стало ясно, что источником излучения звезд служит ядерная энергия. В излучение переходит только малая доля всей массы звезды и поэтому оценку возраста звезд следует уменьшить на два порядка. Тогда же, после более детального исследования галактик, отпали и аргументы Джинса о необычайно длительном существовании звездных систем. Спустя еще некоторое время изменилась и оценка продолжительности расширения Вселенной, так как выяснилось, что значение Я, определенное Хабблом, сильно завышено. В конце концов все явные противоречия между разными «космическими шкалами» исчезли, хотя некоторые вопросы все же остались.
В годы второй мировой войны, оглядываясь на то, что сделал он сам и его коллеги за прошедшее десятилетие, Хаббл так сформулировал взаимоотношения теории и наблюдений: «Математики имеют дело с возможными мирами, с бесконечным числом логически последовательных систем. Наблюдатели исследуют один единственный мир, в котором мы живем. Между ними находится теоретик. Он изучает возможные миры, но только те, которые совместимы с информацией, получаемой наблюдателями. Другими словами, теория пытается выделить минимальное число возможных миров, обязанное включать и существующий обитаемый нами мир. Затем наблюдатель, обладая новой фактической информацией, пытается уменьшить их перечень еще больше. Так и происходит, наблюдения и теория вместе движутся вперед к общей цели — познанию структуры и поведения физической Вселенной».
Хаббл, как наблюдатель, искал тесты, которые позволили бы понять фундаментальные свойства Вселенной. Один из них казался ему особенно многообещающим. Но здесь нужно перелистать назад страницы биографии Хаббла и вернуться к 1926 г. К этому времени он задумал сделать статистический обзор туманностей на всем небе. На обсерватории Маунт Вилсон уже накопилось множество снимков неба с тысячами туманностей. Но делались они в разных условиях, неоднородно покрывали небо и для решения поставленной задачи не годились. Тогда на 60- и 100-дюймовых рефлекторах Хаббл начал систематическое фотографирование в стандартных условиях. На его пластинках находилось около 60 тысяч туманностей. Сорок четыре тысячи объектов Хаббл подсчитал на 1283 пластинках, по крайней мере трижды тщательно просматривая их с большим и малым увеличением. Это был огромный, требующий неустанного внимания труд. А затем последовал неменьший труд по учету необходимых поправок в результаты подсчетов.
Далекие туманности мы наблюдаем сквозь нашу звездную систему. Из их подсчетов можно кое-что узнать и о нашей Галактике, и многое о самом мире галактик за ее пределами. Две такие задачи и решал Хаббл.
Вдоль полосы Млечного Пути Хаббл туманностей не нашел. Там обрисовалась четкая зона избегания, пылевая среда нашей Галактики полностью заслоняла далекие объекты, затем простирались зоны с частичным поглощением света, а далее — область нормального распределения туманностей.
Подсчеты Хаббла показали, что на всем небе должно быть до 75 миллионов туманностей, доступных 100-дюймовому телескопу. Главный вывод Хаббла состоял в том, что число туманностей со звездной величиной (исправленной за эффект красного смещения) от ярких к все более слабым нарастает так, как должно быть при их равномерном распределении в пространстве. Отсюда получалась важнейшая величина — средняя плотность вещества в пространстве, равная примерно 10-30 г/см3.
На съезде Американского астрономического общества в Пасадене летом 1931 г. Хаббл впервые рассказал о результатах своего труда, но только через три года опубликовал окончательную статью. Это была замечательная работа и по объему материала, полученного за множество бессонных ночей, и по тщательности его обработки. В подсчетах туманностей у Хаббла были предшественники, однако прошло уже более полустолетия, но никто не решился пойти в сторону еще более слабых объектов.
В 1935 г. Хаббл и Толмен предложили два метода изучения природы красного смещения, не опирающегося на измерения лучевых скоростей. «Возможность того, что красное смещение может вызываться... причиной, связанной с большим временем или расстоянием, требующимися для путешествия света от туманности к наблюдателю, заранее отвергать нельзя», — писали они и продолжали: «Однако оба мы склоняемся к мнению, что если красное смещение вызвано не удалением, его объяснение, вероятно содержит некоторые совершенно новые. физические принципы».
Первый метод в основе прост: оказывается, что распределение яркости в эллиптической туманности будет разным в зависимости от того, означает ли красное смещение реальный разлет галактик, либо это проявление еще неизвестных причин. Вот здесь Хабблу понадобилась его старая работа о яркости в туманностях. Но на пути применения метода стояли непреодолимые тогда трудности.
Надежды были на второй метод. Теория дает математические выражения для связи числа галактик с их звездными величинами. Но красное смещение ослабляет свет галактик и в их измеренные величины нужно вводить некоторые поправки. Это связано с двумя эффектами. Во-первых, каждый, приходящий к наблюдателю фотон, из-за красного смещения обладает меньшей энергией, и такое явление Хаббл назвал «эффектом энергии». Во-вторых, при реальном удалении галактики испускаемые ею фотоны прибывают к наблюдателю реже, чем при ее неподвижности — «эффект числа». Если красное смещение вызывалось бы «старением» фотонов по дороге к наблюдателю, «эффект числа» не имел бы места.