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.