Допустим, мы наблюдаем только один фотон, который никакого поперечного хаббловского расширения не имеет. Траекторию такого фотона можно представить как очень длинный пучок прижатых друг к другу струн, трос. Их толщина одна и та же, как в исходной, так и в конечной точках. Определить яркость источника по одному единственному фотону, или по этому пучку "фотонных струн", тросу мы не сможем.
Но если трос расплести, если принять пучок струн-фотонов разбегающимся в стороны, то в наш телескоп попадут тем меньше фотонов, струн или нитей троса, чем дальше от нас их начало. И здесь уже важно, по какому закону эти фотоны удаляются от осевой линии, как резко разлетаются в стороны струны троса. Если траектории фотонов и натянутые струны расходятся, оставаясь прямолинейными, натянутыми, то плотность принятого потока будет одна, обратно квадратичная. Но если по мере удаления расталкивать их в разные стороны принудительно и очень сильно, то плотность принимаемого потока будет существенно ниже. То есть, помимо обычного углового расширения фотонного потока требуется учитывать и его принудительное хаббловское расширение.
Можно эту картину описать и в виде традиционной раздувающейся сферы. В момент вспышки сверхновой от неё начинает удаляться фотонная сфера изначального диаметра. Пусть это будет условный 1 метр. Эта фотонная сфера вблизи сверхновой полностью попадёт в наш телескоп с диаметром входной трубы тоже 1 метр. То есть вблизи от сверхновой мы увидим все эти фотоны полностью, получив максимальную яркость сигнала. Если же телескоп находится на удалении, скажем 100 метров от точки взрыва, то фотонная сфера увеличится в диаметре в соответствии с характером расширения пространства. Следовательно, во входную трубу нашего телескопа попадёт уже меньшее количество фотонов из этой сферы. И этих фотонов будет тем меньше, чем дальше телескоп находится от точки вспышки и чем быстрее сфера раздувается.
Легко догадаться, что диаметр фотонной сферы будет увеличиваться строго по закону расширения пространства, то есть будет иметь, например, значение R(t) рис.11.9. Но мы на диаграммах показываем именно значение R(t), а не площадь принятой части фотонной сферы, которая имеет значение πr2, где r – диаметр входной трубы телескопа. В предыдущих рассуждениях это обстоятельство мы не учитывали. С учётом же этого фактора вывод о невозможности наблюдения скорости расширения или наблюдения ускорения, сделанные выше, выглядят теперь уже не таким убедительными, их следует серьёзно пересмотреть.
Действительно, в случае учёта поперечного хаббловского расширения пространства, даже при линейном законе расширения H0 = const дальние сверхновые будут видны более тусклыми, что приведёт к искривлению даже прямолинейной диаграммы Хаббла, что даже в этом случае может трактоваться как космологическое ускорение.
Более того, независимо от характера расширения Вселенной: равномерного, ускоренного или замедленного, полученные в последних выкладках диаграммы Хаббла R(v) сразу же приобретают вид, отличный от прямолинейного, они искривляются кверху.
Как следствие, такое отличие реально наблюдаемой криволинейной с изгибом вверх диаграммы Хаббла R(v) от классической прямолинейной не может считаться однозначным свидетельством ускоренного расширения Вселенной. То, что наблюдаемая диаграмма Хаббла R(v) изгибается вверх от прямолинейной теоретической диаграммы, может быть следствием поперечного хаббловского расширения светового потока по мере его удаления от источника.
Можно предположить, что при замедленном расширении пространства эта тенденция также будет наблюдаться, но в меньшей степени. То есть, буквально, наблюдаемая диаграмма Хаббла для замедленно расширяющейся Вселенной будет выглядеть так, будто она расширяется ускоренно.
Иначе говоря, по сравнению со Вселенной с параметром H0 все сверхновые будут видны менее яркими. Вероятно, при этом дальняя сверхновая в ускоренной Вселенной будет видна более тусклой, чем в равномерной и замедленной. Однако мы имеем только один реальный набор измерений, сравнить который не с чем, вследствие чего остаётся лишь один определённый вывод: независимо от характера расширения Вселенной дальние сверхновые видны более тусклыми, чем в пространстве, описываемом прямолинейной диаграммой Хаббла. Любые наблюдения должны показать ускоренное расширение, отклонение диаграммы Хаббла R(v) вверх от теоретической, прямолинейной.