А. Эйнштейн также занимался этой проблемой и нашел выход в том, что модифицировал уравнения теории тяготения (благо, она была им же создана) таким образом, что силы притяжения уравновешивались некими введенными им силами отталкивания, которые должны, по его предположению, действовать между всеми телами во Вселенной (наряду с силами притяжения). Так он несколько незаконно получил статистические решения, описывающие стационарную Вселенную. На опубликованную в конце июня 1922 года в немецком «Физическом журнале» работу Фридмана он опубликовал там же ответ, в котором указал, что он нашел в расчетах А. Фридмана ошибку, а правильные решения дают стационарную Вселенную. Только почти через год (в мае 1923 года) А. Эйнштейна удалось убедить в правоте А. Фридмана, и он публично признал это.

Что же следовало из решения А. Фридмана? Вселенная должна или расширяться, или сжиматься, или же пульсировать. Теперь дело стало за доказательствами, за фактами, за экспериментом. Первыми доказательствами могли служить данные измерений американского астрофизика В. Слайфера, который показал, что большинство галактик удаляется от нас с огромной скоростью. Принцип этих измерений прост. Если движущееся мимо нас тело (например, паровоз) издает звук, то при приближении источника звука к нам частота его колебаний увеличивается (он становится более высоким), а при удалении — уменьшается (звук становится более низким). Это и есть эффект Доплера. То же самое происходит и со светом (а вообще с любыми волнами, в том числе электромагнитными, включая радиоволны, рентген, гамма-излучение и т. д.): при приближении источника света его частота увеличивается, он смещается в сторону голубого цвета, а при удалении свет краснеет. Оказалось, что свет галактик краснеет. Значит, источники света удаляются. Надо иметь в виду, что по эффекту Доплера можно определить только скорость вдоль линии, соединяющей нас с источником света (или звука), то есть по лучу. Поэтому эти скорости и были названы «лучевыми». Но для получения полной картины расширения Вселенной этого мало. Надо знать истинные расстояния до излучающих тел. Этот вопрос решался на основании использования следующего физического закона. Если знать истинную светимость свечи (любого источника света), то при удалении ее на определенное расстояние ее видимый блеск уменьшится как квадрат этого расстояния. Значит, зная светимость источника и его видимый блеск, можно определить расстояние до него. Этот метод так и назван — методом стандартной свечи.

К «стандартной свече» выдвигаются определенные требования. Во-первых, чтобы она не была слабой, иначе мы ее видимого блеска и вовсе не заметим. Во-вторых, чтобы нам была известна ее истинная светимость. Исходя из этих требований вначале использовали переменные звезды цефеиды, которые в тысячу раз ярче Солнца. С помощью цефеид можно промерить Вселенную на расстояние до 15 миллионов световых лет. Но это расстояние недостаточное. На таком расстоянии находятся только ближайшие галактики. Более мощными «свечами» являются ярчайшие шаровые скопления звезд, которые находятся вокруг каждой галактики. Если из всех скоплений выбирать только ярчайшие, то будет обеспечена стандартность свечи, поскольку они для всех галактик имеют одинаковую светимость. С помощью шаровых скоплений можно заглянуть во Вселенную вплоть до шестидесяти миллионов световых лет, то есть до ближайших скоплений галактик.