Однако незадолго до этого у астрономов стала складываться новая картина Вселенной. Им уже давно стало ясно, что наша солнечная система расположена на периферии и составляет относительно микроскопическую часть обширного скопления звезд, образующих туманность. Мы называем эту туманность нашей галактикой, потому что она едва видна на небе невооруженным глазом в виде подобного легкой дымке Млечного Пути (само название «галактика» происходит от греческого слова, обозначающего «молоко»). Решающие наблюдения, выполненные в 1924 г. американским астрономом Эдвином Хабблом, послужили подтверждением той точки зрения, что не все туманности находятся в относительной близости к нашей галактике. Вскоре сложилась картина Вселенной, в которой миллиарды звезд скапливаются в туманности, образуя нечто вроде островов, и эти туманности более или менее равномерно распределены в космическом пространстве. Стоило заменить звезды туманностями, и предположение Эйнштейна о равномерном распределении вещества в пространстве оставалось приемлемым.
А вот его предположение о статической вселенной не подтвердилось. С помощью знаменитого стодюймового телескопа Маунт-Вильсон, установленного в Калифорнии, астрономы — в первую очередь Хаббл — занимались изучением расстояний до туманностей и их движением. В 1929 г. Хаббл опубликовал убедительные доказательства разбегания удаленных туманностей; к тому же процесс этот подчинялся строгим закономерностям. Чем больше расстояние до туманности, тем с большей скоростью удаляется она от нас, и отношение скорости к расстоянию является величиной более или менее одинаковой для всех в то время изученных туманностей. Это отношение стало называться постоянной Хаббла. Для наиболее удаленных туманностей скорости разбегания оказались весьма впечатляющими — они доходили почти до более чем 12 тысяч км в секунду. А если учесть колоссальную массу туманности (она в миллиарды раз превышает массу солнца), то такие скорости просто ошарашивают. Тем не менее впоследствии были получены данные, которые показали, что скорости разбегания более удаленных туманностей еще выше.
Знай обо всем этом Эйнштейн в 1917 г., он, вероятно, занялся бы поисками расширяющейся, а не статической модели вселенной. Иными словами, он, скорее всего, считал бы пространство трехмерным аналогом поверхности не просто шара, а расширяющегося воздушного шара. Дело вот в чем. Допустим, туманность для нас аналогична нерасширяющимся точкам на равномерно расширяющемся воздушном шаре. Возможно, первое, что придет в голову, это что все точки будут удаляться друг от друга по поверхности шара с одной и той же скоростью — ведь шар расширяетя равномерно. Но вскоре мы убедимся, что это не так. Возьмем такой простой случай, как ряд точек, А, В, С и D, расположенных в сантиметре друг от друга, и представим себе, что каждую секунду расстояние между ними увеличивается вдвое. Тогда, несмотря на то что расстояние АВ увеличилось за одну секунду на 1 сантиметр, расстояние АС увеличилось на 2 сантиметра, а АD — на 3. Таким образом, скорость разбегания растет пропорционально разделяющему точки расстоянию — это в точности соответствует наблюдениям Хаббла за разбеганием туманностей.
Но в 1917 г. ученые считали, что звезды весьма медленно движутся друг относительно друга, и это помешало Эйнштейну. Все же отнюдь не Эйнштейн связал новые результаты наблюдений за разбеганием туманностей с открытыми Фридманом следствиями из уравнений Эйнштейна — моделями расширяющихся вселенных. И даже не Фридман. В 1927 г. бельгийский аббат Жорж Леметр, ничего не зная о работе Фридмана, предложил свою модель вселенной. Леметр основывался на уравнениях Эйнштейна. Модель сначала вела себя как вселенная Эйнштейна, потом расширялась подобно вселенной Фридмана, с тем чтобы по прошествии бесконечного времени превратиться во вселенную того типа, которая была описана де Ситтером. И эта работа тоже могла бы пройти незамеченной — она была опубликована в малоизвестном журнале, — если бы не Эддингтон, который в 1930 г. с энтузиазмом откликнулся на нее. Эддингтон способствовал переводу работы Леметра на английский язык и опубликованию ее в 1931 г. в ведущем английском астрономическом журнале. Наконец-то идея расширяющейся Вселенной была оценена по достоинству. Работа Фридмана также получила запоздалое признание.