Представьте, что вечером вы сидите в небоскребе у окна, глядя на расстилающееся внизу море огней большого города. Вдали их становится меньше. Почему? Возможно, там бедные окраины, а то и вовсе кончается застройка. А может, свет фонарей ослабляется туманом или смогом. Или сказывается кривизна поверхности Земли, и дальние огни попросту уходят за горизонт. Для каждого варианта можно рассчитать зависимость числа огней от расстояния и найти подходящее объяснение. Вот так и космологи изучают далекие галактики, пытаясь выбрать лучшую модель Вселенной.
Чтобы космологический тест заработал, важно найти «стандартные» объекты и учесть влияние всех помех, искажающих их вид. Над этим космологи-наблюдатели бьются уже восьмой десяток лет. Взять, скажем, тест углового размера. Если наше пространство евклидово, то есть не искривлено, видимый размер галактик убывает обратно пропорционально красному смещению z. В модели Фридмана с искривленным пространством угловые размеры объектов убывают медленнее, и мы видим галактики чуть крупнее, как рыб в аквариуме. Есть даже такая модель (с ней на ранних этапах работал Эйнштейн), в которой галактики с удалением сначала уменьшаются в размерах, а потом вновь начинают расти. Проблема, однако, в том, что далекие галактики мы видим такими, какими они были в прошлом, а в ходе эволюции их размеры могут меняться. К тому же на большом расстоянии туманные пятнышки кажутся меньше — из-за того, что трудно разглядеть их края.
Учесть влияние таких эффектов крайне сложно, и поэтому результат космологического теста нередко зависит от предпочтений того или иного исследователя. В огромном массиве опубликованных работ можно найти тесты, как подтверждающие, так и опровергающие самые разные космологические модели. И только профессионализм ученого определяет, каким из них верить, а каким нет. Вот лишь пара примеров.
В 2006 году международная группа из трех десятков астрономов проверяла, растягиваются ли во времени взрывы далеких сверхновых звезд, как того требует модель Фридмана. Они получили полное согласие с теорией: вспышки удлиняются ровно во столько раз, во сколько уменьшается частота приходящего от них света — замедление времени в ОТО одинаково сказывается на всех процессах. Этот результат мог бы стать очередным последним гвоздем в крышку гроба теории стационарной Вселенной (первым лет 40 назад Стивен Хокинг назвал космический микроволновый фон), но в 2009 году американский астрофизик Эрик Лернер опубликовал прямо противоположные результаты, полученные другим методом. Он использовал тест поверхностной яркости галактик, придуманный Ричардом Толманом еще в 1930 году, специально чтобы сделать выбор между расширяющейся и статической Вселенными. В модели Фридмана поверхностная яркость галактик очень быстро падает с ростом красного смещения, а в евклидовом пространстве с «усталым светом» ослабление идет гораздо медленнее. На z = 1 (где, по Фридману, галактики примерно вдвое моложе, чем вблизи нас) разница получается 8-кратной, а на z = 5, что близко к пределу возможностей космического телескопа «Хаббл», — более чем 200-кратной. Проверка показала, что данные почти идеально совпадают с моделью «усталого света» и сильно расходятся с фридмановской.