Одной из линий защиты Ван Маанена, когда он получил, как ему казалось, доказательство относительной близости туманностей, была демонстрация хорошей сочетаемости его идеи с теорией формирования и эволюции туманностей. В этом он следовал примеру, поданному Джеймсом Джинсом в важном исследовании, опубликованном в 1919 г.: «Проблемы космогонии и звездной динамики». Джинс оставил преподавание в университете в 1912 г. по причине плохого здоровья, но продолжал вносить существенный вклад в теоретическую механику и физику вплоть до конца 1920‐х гг.; начиная с этого времени и до самой своей смерти он писал для широкой аудитории, получая хвалебные отзывы и всеобщее одобрение. В монографии 1919 г. Джинс объяснил, каким образом сферическая газовая масса будет сжиматься под действием гравитации и сплющиваться в результате вращения до тех пор, пока не потеряет устойчивость. Затем со своих краев она сбросит вытянутые волокна вещества, из которых в итоге образуются спиральные рукава. Один из главных вопросов звучал так: какие движения преобладают в спиральных туманностях? Вращательные или (как полагал сам Джинс) направленные вовне вдоль рукавов с возникающими там уплотнениями, где рождаются гигантские звезды?

В 1921 г. Ван Маанен представил, как он полагал, доказательства второй точки зрения. Джинс был очень впечатлен этим доказательством и решил поиграть с идеей изменения закона гравитации Ньютона, поскольку два варианта казались несовместимыми друг с другом. Однако его очарованность данными Ван Маанена длилась недолго, поскольку начиная с 1924 г. Хаббл стал получать новые доказательства большой удаленности спиральных туманностей, основанные на открытии в них цефеид. Как уже говорилось выше, Ван Маанен настаивал на том, что проблема вращения туманностей по-прежнему сохраняется. Как выяснилось впоследствии, инстинкты тех специалистов, кто решил эту проблему простым ее игнорированием, оказались более благоразумными.

Решающие надежные данные, опровергавшие измерения Ван Маанена и подтвержденные впоследствии, представил Хаббл. Эдвин Пауэлл Хаббл родился в 1889 г. Сын юриста из штата Миссури, он вырос в Уитоне в штате Иллинойс. Первое представление об астрономии он получил от Дж. Э. Хейла в Чикагском университете. После получения степени по математике и астрономии он провел некоторое время в Оксфорде, где, перед тем как заняться испанским языком, изучал право. Успешный спортсмен и боксер (несомненно, единственный астроном, выходивший на ринг против великого французского чемпиона Жоржа Карпантье), он, наконец, вернулся в Америку, где перед тем, как стать практикующим юристом в Кентукки, работал преподавателем высшей школы в Индиане. Он оставался там до 1914 г., пока не стал сотрудником Йерксской обсерватории своего родного университета. В 1917 г. Хаббл завершил свою докторскую диссертацию, посвященную фотографированию и классификации туманностей, и вскоре после этого Хейл предложил ему должность в обсерватории Маунт-Вилсон. Эта первая попытка, в которой был произведен существенный пересмотр классификации Макса Вольфа, не оставила глубокого следа в истории, к тому же в то время рассматривалось несколько ее альтернативных вариантов. Хаббл вернулся к этой проблеме позже, но удержался от искушения уделить слишком много внимания теории эволюции туманностей Джинса. В этом была какая-то ирония, если принять во внимание тот факт, что его более позднюю схему в 1925 г. отверг Международный астрономический союз. Основание: в ней использовались термины, наводящие на мысли о физической эволюции. Вряд ли стоит сомневаться в справедливости этого заключения, поскольку позже сам Джинс указывал на почти полное согласие схемы с его собственными идеями.

Лундмарк полагал, что это плагиат его схемы, и между спорящими сторонами возникли горячие дискуссии. Причина схожести оказалась довольно простой – несомненно, идеи Джинса (а также некоторые идеи более ранних авторов) бродили в голове и того и другого. Как бы то ни было, более поздняя версия классификации туманностей Хаббла, разработанная им в 1923 г., стала основой для схемы, получившей широкое распространение и использующейся по сей день. Он провел различие между правильными (с явственно различимым ядром) и неправильными туманностями (относительно редко встречающимися, без выраженного ядра) и разделил правильные туманности на нормальные спиральные, спиральные с перемычкой и эллиптические, снабдив каждый класс подклассами, которые, как казалось, выстраивались в эволюционную цепочку. На ил. 229 воспроизведена схема, опубликованная Хабблом в его книге «Царство туманностей» (1936).

Когда в 1917 г. Соединенные Штаты, наконец, вступили в Первую мировую войну, Хаббл записался добровольцем в пехотные войска и не имел возможности бывать в обсерватории Маунт-Вилсон в течение следующих двух лет. Затем, приступив к работе с 60-дюймовым телескопом, он сразу же начал находить множество новых объектов. Ученый обратил внимание на освещение диффузных туманностей (теперь мы знаем, что они находятся в пределах нашей Галактики) расположенными неподалеку от них голубыми звездами с высокой температурой поверхности. (Вспомним об аналогичном примере Гершеля, наблюдавшего туманность, освещенную близко расположенной звездой.) Хаббл подвел под это явление теоретическую основу, но свою репутацию он заработал совершенно другим путем. В 1923 г., используя уже 100-дюймовый телескоп, он сумел разрешить на звезды внешние области спиральных туманностей М31 и М33, и оказалось, что 34 из всех наблюденных звезд изменяют свой блеск подобно цефеидам. Наконец, стало очевидным: туманность М31 лежит далеко за пределами Галактики. К концу 1924 г. Хаблл сумел определить расстояние до нее, оказавшееся равным 283 килопарсекам, что в десять раз превышало расстояния, считавшиеся в то время диаметром Галактики.

Во второй половине 1920‐х гг. Хаббл оценил расстояние до других туманностей и попытался расширить арсенал методов определения расстояний, то есть найти еще что-то кроме цефеид, которые наблюдались только на расстояниях, не превышающих 4000 килопарсеков. Как вариант он предложил критерий «самых ярких звезд» в спиральных туманностях позднего типа – ярких объектов, которые светят примерно в 50 000 раз сильнее, чем Солнце. То, чем являлись эти объекты, не имело большого значения. (В 1958 г. Аллан Рекс Сэндидж из обсерваторий Маунт-Вилсон и Паломар показал, что это горячие звезды, окруженные облаками ионизированного водорода.) Посредством осреднения свойств этих ярких объектов, различимых в галактиках большого скопления Девы, которые должны были находиться на не сильно отличающихся друг от друга расстояниях, Хаббл получил результаты, пригодные для еще более далеких галактик. Действуя таким образом, он собрал уникальный массив данных по расстояниям до галактик. К 1929 г. он располагал расстояниями до восемнадцати галактик и четырех членов скопления Девы.

Таким образом, Хаббл обзавелся, как оказалось, одним из ключевых результатов для проверки вопроса, теоретически поставленного уже более десяти лет до того. Вопрос, о котором идет речь, – выбор между тем или иным типом космологии, довольно неожиданно выведенной из общей теории относительности Эйнштейна. Благодаря кропотливой работе по определению расстояний до галактик и их сопоставлению с красными смещениями галактик, он смог сформулировать закон расширения Вселенной, обычно ассоциирующийся сегодня с его именем. Этот закон будет одним из предметов рассмотрения в следующей главе.