Последние десять-пятнадцать лет работы по определению шкалы внегалактических расстояний и постоянной Хаббла велись по меньшей мере столь же интенсивно, как и в предыдущие годы. Появились новые методы, уточнялись и детализировались старые.
Из новых методов надо отметить обнаруженную Р. Талли и Дж. Фишером (США) зависимость между шириной спектральной радиолинии нейтрального водорода (с длиной волны 21 см) и светимостью галактики. Ширина линии определяется скоростями движения газа, а скорости в свою очередь зависят от сил тяготения, а значит от массы галактики. С другой стороны, светимость галактики связана с ее массой. Так объясняется найденная зависимость. Она позволяет калибровать абсолютные звездные величины галактик.
Используя эту зависимость, можно по наблюдаемой ширине радиолинии водорода определить светимость галактики, и, сравнивая с видимым ее блеском, вычислить расстояние.
Метод Талли—Фишера неприменим к эллиптическим галактикам, где нет большого количества нейтрального водорода. Для таких галактик может быть использован аналогичный, метод калибровки их светимостей, только вместо скоростей движения газа спектральным путем определяются скорости движения звезд.
Другой перспективный метод состоит в совместном определении линейной скорости расширения оболочек взрывающихся сверхновых звезд в галактиках (это делается по доплеровскому смещению линий в их оптических спектрах) и измерении скорости роста угловых размеров разлетающихся оболочек. Последние измерения проводятся с помощью современных радиоинтерферометров со сверхдлинными базами, обеспечивающими угловое разрешение до 10 -4угловой секунды. Сравнивая линейную скорость с угловой, находят расстояние до сверхновой, а значит и до материнской галактики.
Еще один способ был предложен в СССР Я.Б. Зельдовичем и Р.А. Сюняевым. Он основан на совместных наблюдениях рентгеновского излучения горячего газа в скоплениях галактик и рассеянного им реликтового радиоизлучения (с. 166—172) горячей Вселенной.
Новые методы хотя и позволили сделать отдельные уточнения, но все же не привели пока к резкому увеличению надежности измерения расстояний.
При определении постоянной Хаббла помимо трудностей измерения больших расстояний возникла еще одна проблема. Начиная с шестидесятых годов становилось все более очевидно, что на движения сравнительно близких к нам галактик, удаляющихся со скоростью не более 4000 км/с должны существенно влиять силы тяготения крупных местных сгущений вещества — скоплений галактик. Эти силы могут в сравнительно небольших масштабах заметно искажать общее хаббловское расширение. Такие местные искажения совершенно необходимо специально учитывать при определении постоянной Хаббла.
В последние десятилетия прослеживается четкое разделение ведущих специалистов по внегалактическим расстояниям на две группы. Одна из этих групп во главе с Сендиджем и швейцарским астрономом Г. Тамманом настаивает на том, что постоянная Хаббла приблизительно равна H = 50 км/(с∙Мпк).
Подытоживая результаты длительной работы, Тамман на симпозиуме «Наблюдательная космология» в Китае в 1986 г. сказал: «Для всех практических целей рекомендуется удобное число Н = 50 км/(с∙Мпк); вероятно потребуется длительное время прежде чем существенно иное значение станет необходимым».
Оценка Тамманом возможной систематической ошибки в определении Н такова: «Неточность в значении хаббловской постоянной вероятно определяется реалистическим 99% доверительным интервалом 35 < H < 75» (числа соответствуют единицам: км/(с∙Мпк)).
Многие астрономы не согласны, однако, с таким заключением. Приверженцы второй группы специалистов по внегалактическим расстояниям считают, что постоянная Хаббла близка к H = 100 км/(с∙Мпк). Глава этого направления французский астроном Ж. де Вокулёр в обзорной работе 1982 г. приходит к заключению: «Наиболее вероятное значение хаббловской постоянной... есть H = 95 ± 10 (среднеквадратичная ошибка) км/(с∙Мпк) ..., или в более общем виде ... 116 ≥ H ≥ 81...» (в единицах км/(с∙Мпк). Первую группу астрономов часто называют сторонниками «длинной» шкалы внегалактических расстояний, вторую — сторонниками «короткой».
Почему такая большая разница в оценке Н крупнейшими специалистами? Безусловно, в основе этого противоречия лежит недостаточность нашего знания, связанная с колоссальной трудностью проблемы. Более конкретно разница в выводах вызвана разными методиками, используемыми теми и другими специалистами.
Главное различие в методике состоит в том, что Сендидж и Тамман выбирают минимальное число наиболее надежных, по их мнению, индикаторов расстояний (первичных, вторичных и т. д.) и так же минимальное число надежных способов их калибровки, в то время как Ж. де Вокулёр, С. ван ден Берг и другие астрономы предпочитают брать большое число индикаторов и калибровать их всеми возможными способами. По образному выражению Ж. де Вокулёра первая группа предпочитает «ставить все свои деньги на одну лошадь», а вторая группа исповедует философию «распределения риска». Надо подчеркнуть, что разница вдвое в «короткой» и «длинной» шкалах расстояний получается только для самых удаленных объектов, находящихся от нас заметно дальше, чем ближайшее крупное скопление галактик в созвездии Девы. Оценки расстояний до ближайших галактик, в которых видны цефеиды — наиболее надежные первичные индикаторы внегалактических расстояний — у обеих групп приблизительно совпадают или же во всяком случае не сильно отличаются. Здесь разница составляет всего около двадцати процентов. С увеличением расстояний растет и расхождение между шкалами, достигая полутора на расстоянии скопления Девы и примерно двух для гораздо более далекого скопления в созвездии Волос Вероники.
Говоря о разных значениях Н — 50 и 100 км/с на мегапарсек — надо помнить, что из них следуют разные оценки возраста Вселенной. Так, в простейшей модели Эйнштейна — де Ситтера H = 50 км/(с∙Мпк) соответствует времени, прошедшем с начала расширения, t = 13∙10 9лет, а H = 100 км/(с∙Мпк) — вдвое меньшему. Между тем, оценки возраста шаровых скоплений, как правило, превышают 15 миллиардов лет, доходя до 18 миллиардов лет. Неопределенности в возрастах этих, вероятно, самых старых объектов во Вселенной, не меньше, чем неопределенности оценки постоянной Хаббла. Тем не менее, даже с учетом возможной ошибки, по-видимому, очень трудно, а может быть и невозможно, согласовать возраст шаровых скоплений в 15 миллиардов лет с возрастом Вселенной в 6,5 миллиардов лет (в простейшей космологической модели), следующим из значения постоянной Хаббла H = 100 км/(с∙Мпк).
Совместить космологическую теорию и наблюдения в этом случае можно вероятно, только возвращаясь к первоначальной идее Эйнштейна о существовании сил отталкивания, описываемых космологической постоянной Λ в уравнениях поля. Введение этих сил позволяет, в принципе, сколь угодно «растянуть» время, прошедшее с начала расширения Вселенной.
Обо всей ситуации, сложившейся с двумя шкалами внегалактических расстояний, Ж. де Вокулёр пишет: «Путь прогресса в астрономии редко бывает прямым, он усыпан развалинами ложных теорий, ошибочных наблюдений, неправильных интерпретаций, которые хотя и могли задержать на некоторое время продвижение науки, часто делали положительный вклад в нее, концентрируя внимание исследователей на данном вопросе. Разрешение противоречий между конфликтующими точками зрения или результатами является признанным механизмом прогресса. И хотя через несколько лет путаная история с длинной и короткой шкалами расстояний станет главным образом уделом историков астрономии, неоспоримо, что рассматриваемая ситуация была последние восемь лет непосредственной причиной огромных усилий многих астрономов. В процессе исследований были установлены и исключены источники систематических ошибок, были развиты новые и лучшие методы определения расстояний, местная анизотропия поля скоростей была, наконец, окончательно признана всеми и, вероятно, неожиданно были получены указания на ненулевую космологическую постоянную».