Если в какое-то время две галактики находятся в одном дюйме друг от друга, то через час они окажутся в двух дюймах друг от друга, то есть они будут выглядеть удаляющимися одна от другой со скоростью один дюйм в час. Но если начальное расстояние между ними было два дюйма, то час спустя между ними будет уже четыре дюйма, — следовательно, скорость их взаимного удаления будет равна двум дюймам в час. Это как раз то, что и обнаружил Хаббл: чем галактика дальше, тем быстрее она от нас удаляется.

Важно понимать, что расширение пространства не влияет на размер материальных объектов, таких как галактики, звезды, яблоки, атомы и другие тела, удерживаемые вместе той или иной силой. Например, если мы обведем в круг группу галактик на шаре, этот круг не будет расширяться вместе с шаром. Поскольку галактики удерживаются гравитационными силами, при увеличении шара нарисованный нами круг и галактики внутри него будут сохранять свои размеры и очертания. Это нужно учитывать, потому что мы можем выявить расширение, только если наши измерительные инструменты имеют фиксированные размеры. Если бы все свободно расширялось, то мы сами, наша измерительная рулетка и наши лаборатории расширялись бы пропорционально расширению пространства, и мы бы не заметили никакой разницы.

Для Эйнштейна утверждение о расширении Вселенной оказалось новостью. Но предположение о возможности того, что галактики удаляются друг от друга, было высказано им на теоретических предпосылках еще за несколько лет до статей Хаббла. В 1922 году российский физик и математик Александр Фридман (1888–1925) рассмотрел, что должно произойти в модельной Вселенной, основанной на двух допущениях, значительно упрощающих математические расчеты: что Вселенная выглядит одинаково в любом направлении и что она выглядит так из любой точки наблюдения. Сейчас мы знаем, что первое допущение Фридмана не совсем верно — к счастью, Вселенная не везде одинакова! Если мы посмотрим в одну сторону, то можем увидеть Солнце, в другую — Луну или стаю мигрирующих летучих мышей. Но Вселенная выглядит примерно одинаковой в любом направлении, если рассматривать ее в гораздо более крупном масштабе — даже крупнее, чем расстояния между галактиками. Это что-то вроде взгляда на лес с высоты птичьего полета. Если вы достаточно близко, то можете увидеть отдельные листья или хотя бы деревья и промежутки между ними. Но если вы так высоко, что большим пальцем можете заслонить квадратную милю леса, то деревья сольются в единое зеленое пятно. И в таком масштабе мы бы сказали, что лес однороден.

Вселенная в виде воздушного шарика. Удаление других галактик от нас можно представить, вообразив, что весь космос распластался по поверхности постоянно раздувающегося гигантского воздушного шарика.

Основываясь на своих допущениях, Фридман смог найти решение уравнений Эйнштейна, при котором Вселенная расширялась именно так, как вскоре предстояло обнаружить Хабблу. В частности, в модели Фридмана Вселенная начинается с нулевого размера и расширяется до тех пор, пока гравитационное притяжение не остановит это расширение и в конечном счете не приведет ее к сжатию внутрь самой себя. (Как оказалось, есть два других типа решений уравнений Эйнштейна, тоже удовлетворяющих допущениям модели Фридмана: одно — соответствующее Вселенной, в которой расширение продолжается вечно, хотя и с небольшим замедлением, а другое — для Вселенной, в которой скорость расширения постоянно замедляется, стремясь к нулю, но никогда его не достигая.) Фридман умер через несколько лет после публикации своей работы, и его идеи оставались почти неизвестными вплоть до периода, последовавшего за открытием Хаббла.