Свет от этих галактик, как и от любых других светящихся небесных тел, можно собрать с помощью телескопов, а затем разложить на радугу (спектр), содержащую определенное количество темных линий. Причиной появления каждой темной линии является определенный химический элемент, и каждая из них занимает в спектре определенное место, если источник света неподвижен относительно нас. Если источник света удаляется от нас, все эти линии окажутся сдвинутыми по направлению к красной части спектра, и чем больше скорость отдаления, тем сильнее этот «красный сдвиг». Если же источник света, наоборот, приближается к нам, то линии сдвинутся в противоположном направлении, к фиолетовой части спектра, и такой сдвиг тоже называется «фиолетовым».

В 1912 году американский астроном Весто Мелвин Слайфер начал собирать свет с различных галактик, желая измерить сдвиг темных линий в каждом случае. Он исходил из предположения, что примерно в половине случаев сдвиг должен оказаться красным, а в половине — фиолетовым, то есть половина галактик от нас отдаляется, а половина — приближается.

На самом деле все оказалось не так. К изумлению Слайфера, фиолетовое смещение проявили только несколько самых близких к нам галактик. Все остальные проявляли красное смещение. К 1917 году он обнаружил тринадцать отдаляющихся от нас галактик и только две приближающиеся к нам.

Более того, красное смещение имело неожиданно большое значение. Красное смещение отдельных звезд в нашей Галактике свидетельствовало, как правило, об отдалении от Земли со скоростями порядка менее сотни километров в секунду, а красное смещение галактик, обнаруженное Слайфером, позволяло сделать вывод о разбегании галактик со скоростями до 600 километров в секунду.

За ту же задачу взялись и другие. Еще один американский астроном, Милтон Хьюмасон, провел следующий эксперимент: он подставлял под слабый свет далеких галактик фотографическую пластинку несколько ночей подряд, и слабое действие лучей накапливалось до такой степени, чтобы на пленке наконец отпечатался более-менее заметный спектр. Таким образом он сумел измерить движение самых далеких галактик. И оказалось, что все они без исключения разбегаются от нас. И чем слабее свет от галактики (а значит, предположительно, и расстояние от нее до Земли), тем больше оказывалось значение красного сдвига. К 1930 году Хьюмасон подсчитал скорость разбегания галактик, и в некоторых случаях цифры доходили до 40 000 километров в секунду — более одной восьмой скорости света.

Уже в конце 1920-х годов американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл подвел черту под всеми полученными наблюдениями и вывел закон, известный нам ныне как закон Хаббла. Он гласит, что далекие галактики отдаляются от нас со скоростью пропорциональной расстоянию от них до Земли.

Согласно современным воззрениям, на расстоянии около 12,5 миллиарда световых лет эта скорость достигает скорости света. Если галактика удаляется от нас со скоростью света, то испускаемый ею свет никогда не сможет нас достичь, а значит, невозможно создать такой прибор, который позволил бы нам узнать о существовании этой галактики. Мы не можем ни увидеть ее света, ни получить субатомные частицы из нее, ни даже определить ее гравитационное поле.

Соответственно, расстояние в 12,5 миллиарда световых лет представляет собой конец «наблюдаемой Вселенной». Существует ли что-либо за этим порогом или нет, — так или иначе, это что-то никак не способно ни повлиять на нас, ни вообще обнаружить свое существование.

Итак, вот что представляет собой наша Вселенная: огромный пространственный шар, испещренный галактиками, в центре которого находимся мы сами и границы которого отстоят от нас на 12,5 миллиарда световых лет в любом направлении.

Немного странно для научно мыслящего ума звучит мысль о том, что мы находимся в центре Вселенной и все галактики разбегаются прочь от нас. В конце концов, что в нас такого?

Разумеется, ничего. И не стоит удивляться.

Общую теорию относительности Эйнштейна, провозглашенную им в 1916 году, можно применить и к модели расширяющейся Вселенной. По мере ее расширения содержащиеся в ней галактики разбегаются по все более увеличивающемуся объему пространства. Сами же галактики не рассеиваются, поскольку удерживаются воедино благодаря собственной гравитации. Каждая галактика все больше и больше отдаляется от других.

В такой расширяющейся Вселенной наблюдателю из любой галактики будет казаться, что все остальные галактики разбегаются прочь от него (за исключением, возможно, одной-двух ближайших, которые могут входить в тот же блок галактик, что и его собственная). Более того, с точки зрения наблюдателя из любой галактики в расширяющейся Вселенной, будет казаться, что скорость, с которой от него разбегаются другие галактики, прямо пропорциональна расстоянию до них.

Соответственно, не важно, откуда смотреть, — Вселенная отовсюду будет выглядеть одинаково. Это называется «космологическим принципом». (Наука об устройстве Вселенной в целом называется «космология».)

Разбегание галактик могло бы представлять собой некое просто присущее пространству свойство, но в 1927 году бельгийский астроном Жорж Эдуард Леметр выдвинул физическое объяснение этому феномену. По его гипотезе, Вселенная расширяется вследствие некоего огромнейшей силы взрыва, произошедшего миллиарды лет назад. Изначально, по версии Леметра, вся материя во Вселенной была сжата в некое твердое тело с крайне высокой плотностью — «космическое яйцо». Оно по каким-то причинам взорвалось и разлетелось на части, которые к сегодняшнему моменту приняли форму современных галактик. Под действием того самого первоначального взрыва галактики до сих пор разлетаются прочь друг от друга, и вот мы имеем Вселенную, которая расширяется.

С 1927 года многие приняли эту теорию на вооружение и разработали во всех подробностях. Самым, наверное, ярым сторонником этой теории стал американский физик русского происхождения Джордж Гамов.

Эта теория получила название «теория Большого взрыва», и она описывает Вселенную, в которой со временем происходят радикальнейшие изменения. Сначала (10-15 миллиардов лет назад, как считают сейчас астрономы) Вселенная представляла собой лишь шар из сверхплотной материи. Этот шар превратился во взорвавшуюся массу из раскаленных частей, находящихся пока что очень близко друг к другу. Со временем эти части остыли, рассеялись в пространстве, превратились в звезды и галактики и продолжают разбегаться и по сей день. Сейчас между этими частями уже лежит расстояние в миллионы световых лет, и со временем они становятся все дальше друг от друга.

Астрономов теория Большого взрыва, рисующая столь изменчивую Вселенную, не устроила. Троим из них, англичанам Герману Бонди, Томасу Голду и Фреду Хойлу, в 1948 году пришла в голову мысль, что космологический принцип (по которому схема Вселенной для всех наблюдателей является одной и той же) следует признать неполным, если он относится только к наблюдателям из разных точек пространства, и что следует распространить его на наблюдателей из разных моментов времени. Дополнив соответствующим образом космологический принцип, они назвали его «совершенным космологическим принципом». По версии этих ученых, Вселенная в целом со временем не претерпевает никаких перемен, оставаясь неизменной на протяжении целых эпох.

Правда, факта расширения Вселенной они отрицать не стали. В их модели Вселенной галактики тоже разбегались. Ради сохранности своего расширенного принципа Бонди, Голд и Хойл предположили, что по мере расширения Вселенной и разбегания галактик происходит крайне медленное непрерывное творение новой материи — настолько медленное, что самые чувствительные наши приборы не в состоянии этого зафиксировать. К тому моменту, как расстояние между двумя разбегающимися галактиками удваивается в результате расширения пространства, в промежутке между ними успевает появиться достаточно материи, чтобы из нее могла образоваться новая галактика.

Таким образом, несмотря на вечное расширение Вселенной, расстояние между ближайшими галактиками всегда остается одним и тем же, поскольку в наблюдаемой области Вселенной новые галактики образовываются с той же скоростью, с какой старые скрываются за ее пределами. Таким образом, внешне Вселенная всегда выглядела и будет выглядеть одинаково.