galaktyce, potrafimy wyznaczyć odległość do tej galaktyki, mierząc ich jasność obserwowaną. Hubble odkrył, że wszystkie gwiazdy pewnych typów, znajdujące się dostatecznie blisko, by można było wyznaczyć ich jasność, promieniują z takim samym natężeniem. Wobec tego – argumentował – jeśli tylko znajdziemy w innej galaktyce takie gwiazdy, możemy przyjąć, że mają one taką samą jasność jak pobliskie gwiazdy tegoż rodzaju, i korzystając z tego założenia, jesteśmy w stanie obliczyć odległość do tej galaktyki. Jeżeli potrafimy to zrobić dla znacznej liczby gwiazd w jednej galaktyce i za każdym razem otrzymujemy tę samą odległość, możemy być pewni poprawności naszej oceny.
W ten sposób Hubble wyznaczył odległość do dziewięciu galaktyk. Dziś wiemy, że nasza Galaktyka jest tylko jedną z setek miliardów galaktyk, które można obserwować za pomocą nowoczesnych teleskopów, każda z nich zawiera zaś setki miliardów gwiazd. Rysunek 11 przedstawia spiralną galaktykę; tak mniej więcej widzi naszą Galaktykę ktoś żyjący w innej. Żyjemy w galaktyce o średnicy stu tysięcy lat świetlnych. Wykonuje ona powolne obroty: gwiazdy w jednym z ramion spirali okrążają centrum galaktyki raz na paręset milionów lat. Słońce jest przeciętną, żółtą gwiazdą w pobliżu wewnętrznego brzegu jednego z ramion spirali. Z pewnością przebyliśmy długą drogę od czasów Arystotelesa i Ptolemeusza, kiedy to wierzyliśmy, że Ziemia jest środkiem wszechświata.
Rysunek 11
Gwiazdy położone są tak daleko, że wydają się tylko punkcikami świetlnymi. Nie widzimy ich kształtu ani rozmiarów. Jak zatem możemy rozróżniać typy gwiazd? Badając większość gwiazd, potrafimy obserwować tylko jedną ich cechę charakterystyczną, mianowicie kolor ich światła. Już Newton odkrył, że gdy światło słoneczne przechodzi przez trójgraniasty kawałek szkła, zwany pryzmatem, to rozszczepia się na poszczególne kolory składowe (widmo światła), podobnie jak tęcza. Ogniskując teleskop na określonej gwieździe lub galaktyce, można w podobny sposób wyznaczyć widmo światła tej gwiazdy lub galaktyki. Różne gwiazdy mają różne widma, ale względna jasność poszczególnych kolorów jest zawsze taka, jakiej należałoby się spodziewać w świetle przedmiotu rozgrzanego do czerwoności. (W rzeczywistości, światło emitowane przez rozgrzany, nieprzezroczysty przedmiot ma charakterystyczne widmo, które zależy tylko od temperatury; widmo takie nazywamy termicznym lub widmem ciała doskonale czarnego). Oznacza to, że potrafimy wyznaczać temperaturę gwiazdy na podstawie widma jej światła. Co więcej, okazuje się, iż w widmach gwiazd brakuje pewnych charakterystycznych kolorów; te brakujące kolory są różne dla różnych gwiazd. Wiemy, że każdy pierwiastek chemiczny pochłania charakterystyczny zestaw kolorów, zatem porównując te układy barw z brakującymi kolorami w widmach gwiazd, możemy wyznaczyć pierwiastki obecne w atmosferach gwiazd.
W latach dwudziestych, kiedy astronomowie rozpoczęli badania widm gwiazd w odległych galaktykach, zauważyli coś bardzo osobliwego: w widmach tych gwiazd widać dokładnie te same układy kolorów, co w widmach gwiazd naszej Galaktyki, ale przesunięte w kierunku czerwonego krańca widma o taką samą względną wartość długości fali. Aby zrozumieć znaczenie tego spostrzeżenia, musimy najpierw zrozumieć efekt Dopplera. Jak już wiemy, światło widzialne to fale elektromagnetyczne. Częstość światła (liczba fal na sekundę) jest bardzo wysoka, od czterech do siedmiu setek milionów milionów fal na sekundę. Oko ludzkie rejestruje fale o odmiennych częstościach jako różne kolory: fale o najniższej częstości odpowiadają czerwonemu krańcowi widma, o najwyższej częstości – niebieskiemu. Wyobraźmy sobie teraz, że źródło światła o stałej częstości, na przykład gwiazda, znajduje się w stałej odległości od nas. Oczywiście, częstość odbieranych przez nas fal jest dokładnie taka sama, jak fal wysyłanych (grawitacyjne pole galaktyki jest zbyt słabe, by odegrać znaczącą rolę). Przypuśćmy teraz, że źródło zaczyna się przybliżać. Kiedy kolejny grzbiet fali opuszcza źródło, znajduje się ono już bliżej nas, zatem ten grzbiet fali dotrze do nas po krótszym czasie, niż wtedy gdy źródło było nieruchome. A zatem odstęp czasu między kolejnymi rejestrowanymi grzbietami fal jest krótszy, ich liczba na sekundę większa i częstość fali wyższa niż wówczas, gdy źródło nie zmieniało położenia względem nas. Podobnie, gdy źródło oddala się, częstość odbieranych fal obniża się. W wypadku fal świetlnych wynika stąd, że widmo gwiazd oddalających się od nas jest przesunięte w kierunku czerwonego krańca, widmo zaś gwiazd zbliżających się – w kierunku krańca niebieskiego. Ten związek między częstością a względną prędkością można obserwować w codziennej praktyce. Wystarczy przysłuchać się nadjeżdżającemu samochodowi: gdy zbliża się, dźwięk jego silnika jest wyższy (co odpowiada wyższej częstości fal dźwiękowych), niż gdy się oddala. Fale świetlne i radiowe zachowują się podobnie; policja wykorzystuje efekt Dopplera i mierzy prędkość samochodów, dokonując pomiaru częstości impulsów fal radiowych odbitych od nich.
Po udowodnieniu istnienia innych galaktyk Hubble spędził kolejne lata, mierząc ich odległości i widma. W tym czasie większość astronomów sądziła, że galaktyki poruszają się zupełnie przypadkowo, oczekiwano zatem, że połowa widm będzie przesunięta w stronę czerwieni, a połowa w stronę niebieskiego krańca widma. Ku powszechnemu zdumieniu okazało się, że niemal wszystkie widma są przesunięte ku czerwieni: prawie wszystkie galaktyki oddalają się od nas! Jeszcze bardziej zdumiewające było kolejne odkrycie Hubble’a, które ogłosił w 1929 roku: nawet wielkość przesunięcia widma ku czerwieni nie jest przypadkowa, lecz wprost proporcjonalna do odległości do galaktyki. Inaczej mówiąc, galaktyki oddalają się od nas tym szybciej, im większa jest odległość do nich! A to oznacza, że wszechświat nie jest statyczny, jak uważano przedtem, lecz rozszerza się: odległości między galaktykami stale rosną.
Odkrycie, że wszechświat się rozszerza, było jedną z wielkich rewolucji intelektualnych dwudziestego wieku. Znając już rozwiązanie zagadki, łatwo się dziwić, że nikt nie wpadł na nie wcześniej. Newton i inni uczeni powinni byli zdawać sobie sprawę, że statyczny wszechświat szybko zacząłby zapadać się pod działaniem grawitacji. Przypuśćmy jednak, że wszechświat rozszerza się. Jeśli tempo ekspansji byłoby niewielkie, to siła ciążenia wkrótce powstrzymałaby rozszerzanie się wszechświata, a następnie spowodowałaby jego kurczenie się. Gdyby jednak tempo ekspansji było większe niż pewna krytyczna wielkość, to grawitacja nigdy nie byłaby zdolna do powstrzymania ekspansji i wszechświat rozszerzałby się już zawsze. Przypomina to odpalenie rakiety z powierzchni Ziemi. Jeśli prędkość rakiety jest dość niewielka, to ciążenie zatrzymuje rakietę i powoduje jej spadek na Ziemię. Jeśli jednak prędkość rakiety jest większa niż pewna prędkość krytyczna (około 11 km/s), to grawitacja nie może jej zatrzymać i rakieta oddala się w przestrzeń kosmiczną na zawsze. Takie zachowanie się wszechświata można było wydedukować z teorii Newtona w dowolnej chwili w XIX, XVIII wieku, a nawet pod koniec XVII wieku, jednak wiara w statyczny wszechświat przetrwała aż do początków XX stulecia. Nawet Einstein wierzył weń tak mocno, że już po sformułowaniu ogólnej teorii względności zdecydował się zmodyfikować ją przez dodanie tak zwanej stałej kosmologicznej, wyłącznie po to, by pogodzić istnienie statycznego wszechświata z tą teorią. W ten sposób wprowadził on nową „antygrawitacyjną” siłę, która, w odróżnieniu od wszystkich innych sił, nie jest związana z żadnym konkretnym źródłem, lecz wynika niejako ze struktury samej czasoprzestrzeni. Twierdził, że czasoprzestrzeń obdarzona jest tendencją do rozszerzania się, która może dokładnie zrównoważyć przyciąganie materii znajdującej się we wszechświecie, i w rezultacie wszechświat pozostaje statyczny. Jak się zdaje, tylko jeden uczony gotów był zaakceptować teorię względności ze wszystkimi jej konsekwencjami. W czasie gdy Einstein i inni fizycy szukali sposobu uniknięcia wynikającego z teorii wniosku, że
