С помощью своей лестницы, которая помогла ему вычислить расстояние до далёких звезд, Хаббл получил в 1929 году значение Н, которое соответствовало пора­зительно малому возрасту — 2 миллиарда лет. Пора­зительным его можно считать потому, что результаты геологических исследований дают гораздо большее значение, и эти данные весьма надежны. Замеша­тельство длилось недолго: Вальтер Бааде из обсерва­тории Маунт-Вилсон вскоре нашел ошибку в методи­ке, с помощью которой Хаббл определял расстояние. Он пользовался зависимостью период — светимость для цефеид (чем больше период цефеид, тем больше абсолютная светимость) для определения расстояния до ближайших галактик, но звезды переменной свети­мости в этих галактиках не были обычными цефе­идами и, следовательно, указанной зависимости не подчинялись. С поправками возраст Вселенной удва­ивался. Через несколько лет Сэндейдж заметил, что Хаббл принял скопления звезд за отдельные звезды в более отдаленных галактиках. С этими исправлени­ями возраст еще раз удвоился.

Так возраст Вселенной был определен в 10 милли­ардов лет. Однако Сэндейджа и Таммана это не удов­летворило. Они тщательно проанализировали работу Хаббла, расширив ее рамки. В их распоряжении были новейшая техника и методика калибровки, не говоря уже о 200-дюймовом телескопе-рефлекторе Паломар-ской обсерватории. В результате их исследований воз­раст Вселенной еще раз удвоился и составил около 18 миллиардов лет, так что некоторое время никто не смел и подумать о новых вычислениях.

Пока Сэндейдж и Тамман проверяли и корректи­ровали работы Хаббла, в Техасском университете усердно трудился де Вокулер. Подобно Сэндейджу, он пользовался космической лестницей, идя по сту­пенькам вглубь ко все более слабым галактикам. Од­нако что-то его беспокоило. Через несколько лет он внимательно изучил окружающую нас группу галак­тик, называемую местным скоплением, и обнаружил, что она является частью гораздо большей группы — скопления скоплений. Доминирующим в группе было гигантское скопление, называемое Девой (располо­женное в направлении созвездия Девы). Де Вокулер пришел к выводу, что это колоссальное скопление воздействует на нашу галактику, поэтому он и полу­чил гораздо меньшее число, чем Сэндейдж и Тамман, которые не учли этого обстоятельства.

Однако никто не обращал на идеи де Вокулера ни малейшего внимания. Наверное, легче было считать, что мы живем в обычной области Вселенной, а де Во­кулер уверял, что это аномальная область. Для разре­шения противоречия требовался какой-то совершен­но новый метод. Такой метод (который, однако, не позволил найти окончательное решение) появился в 1979 году — Марк Ааронсон из обсерватории Стю­арда, Джон Хачра из Гарварда и Джереми Моулд из национальной обсерватории Китт-Пик объявили о том, что полученное ими значение Н лежит между значе­ниями, предложенными де Вокулером и Сэндейджем. Однако большинство их измерений, как и измерения Сэндейджа, проводились в направлении скопления Девы. Де Вокулер предложил провести их в каком-либо другом участке неба, подальше от Девы. И ко­нечно же, полученное значение оказалось очень близ­ким к результату де Вокулера.

Ааронсон с сотрудниками использовали метод, раз­работанный намного раньше Брентом Талли из Гавайского университета и Ричардом Фишером из Нацио­нальной обсерватории. Талли и Фишер определяли массу галактик, проводя наблюдения на длине волны 21 см. Линия спектра, соответствующая этой длине волны при вращении галактик расширяется, т. е. чем больше скорость вращения галактики, тем шире соот­ветствующая линия. Поскольку известно, что наибо­лее массивные, самые крупные галактики вращаются быстрее других, Талли и Фише­ру оставалось лишь из­мерить ширину линии и тем самым определить «вес» галактики, а из это­го, в свою очередь, ее истинную яр­кость, или светимость. Узнав светимость и определив из на­блюдений видимую яркость, легко найти рассто­яние до галактики.

Несмотря на простоту, метод вызывает на практи­ке ряд трудностей. Прежде всего, отнюдь не все галак­тики повернуты к нам «лицом»; обычно они видны под каким-то углом, а значит, большая часть их света поглощается пылью. Для учета этого обстоятельства приходится вводить соответствующие поправки, что и сделали Талли с Фишером. Тем не менее их резуль-: таты подверглись суровой критике.

Заинтересовавшись этим методом, Ааронсон с со­трудниками решили измерять не видимый свет га­лактик, а их инфракрасное излучение, тем самым избежав необходимости введения поправок. Инфра­красное излучение не задерживается пылью, а потому и нет необходимости делать поправку на поворот га­лактик. В итоге ученые получили значение Я, согла­сующееся с результатом измерения де Вокулера.

Ааронсон и его коллеги вскоре убедились, что мы в самом деле живем в аномальной области Вселенной. Мы находимся на расстоянии примерно 60 миллионов световых лет от суперскопления в Деве и стре­мимся к нему под действием притяжения с весьма большой скоростью. Значит, для того чтобы получить верное значение постоянной Хаббла, нужно из скоро­сти разбегания галактик (с которой они удаляются от нас) вычесть эту скорость.

Правда, Сэндейдж и Тамман не убеждены, что мы живем в аномальной области. Их измерения, как утверждают авторы, не дают оснований считать, что мы движемся к скоплению в Деве, а следовательно, не нужно вводить соответствующую поправку. Инте­ресно, что наша собственная скорость, измеренная Ааронсоном, не совпадает со значением, полученным де Вокулером. По мнению Ааронсона, мы движемся к скоплению в Деве не по прямой, а по спирали; такой вывод основывается на весьма сложной модели вра­щающегося суперскопления.

Итак, возникает проблема — действительно ли мы живем в аномальной области, как свидетельствуют последние результаты, или же правы Сэндейдж и Тамман? Казалось бы, решить ее довольно легко, ведь в предыдущей главе рассказывалось о реликтовом из­лучении, заполняющем всю Вселенную, причем в раз­ных направлениях его температура различна. По дан­ным таких измерений, мы движемся к созвездию Льва со скоростью примерно 600 км/с, но Лев отстоит от центра скопления в Деве примерно на 43°! Итак, одни измерения свидетельствуют, что мы движемся в на­правлении Льва, а другие — что к Деве. Какие из них верны? Пока неизвестно.

Похоже, что мы зашли в тупик, и в вопросе о воз­расте Вселенной — 10 ей миллиардов лет или 20? К счастью, есть еще два метода определения возраста Вселенной. Правда, и тот и другой позволяют найти лишь возраст нашей Галактики, но поскольку доволь­но хорошо из­вестно, насколько Вселенная старше Га­лактики, эти методы весьма надежны. В первом из них используются гигантские скопления звезд, так называемые глобулярные скопления; они окружают нашу Галактику подобно тому, как пчелы окружают улей. Если построить зависимость абсолютной, или истинной, яркости от температуры поверхности звезд, входящих в такие скопления, откроется весьма инте­ресный результат. (Такой график называется диа­граммой Герцшпрунга — Рессела, по именам впервые построивших его ученых.)