Καθώς η Γη κινείται στην τροχιά της γύρω από τον Ήλιο, μερικά φαίνονται να μετακινούνται λίγο σε σχέση με τα υπόλοιπα· δεν είναι λοιπόν καθόλου «απλανή» και ακίνητα! Αυτό συμβαίνει επειδή βρίσκονται αρκετά κοντά σε εμάς: καθώς η Γη περιστρέφεται γύρω από τον Ήλιο, τα βλέπουμε από διαφορετικές θέσεις μπροστά από τα άλλα που βρίσκονται μακρύτερα.
Έτσι μπορούμε να μετρήσουμε κατευθείαν την απόσταση τους: όσο πιο κοντά βρίσκονται τόσο πιο πολύ φαίνονται να κινούνται. Το άστρο που βρίσκεται πιο κοντά σε εμάς από όλα, το «εγγύτατο του Κενταύρου» (Πρόξιμα του Κενταύρου) απέχει περίπου τέσσερα έτη φωτός (δηλαδή το φως του χρειάζεται περίπου τέσσερα χρόνια για να φτάσει στη Γη). Τα περισσότερα άστρα που είναι ορατά διά γυμνού οφθαλμού βρίσκονται σε περιοχή ακτίνας μερικών εκατοντάδων ετών φωτός. Συγκριτικά με τις αποστάσεις αυτές, το δικό μας άστρο, ο Ήλιος, βρίσκεται πολύ κοντά: «μόνον» οκτώ λεπτά φωτός! Αν και υπάρχουν άστρα προς όλες τις κατευθύνσεις στον ουρανό, τα περισσότερα φαίνονται συγκεντρωμένα σε μια φωτεινή λωρίδα που την ονομάζουμε Γαλαξία.
Ήδη από το 1750 μερικοί αστρονόμοι υπέθεσαν ότι αυτή η συγκέντρωση θα μπορούσε να εξηγηθεί αν τα περισσότερα από τα ορατά άστρα βρίσκονται σε μία περιοχή του Σύμπαντος σχήματος δίσκου, αυτό που σήμερα ονομάζουμε σπειροειδή Γαλαξία. Μετά από λίγες μόνο δεκαετίες ο αστρονόμος William Herschel επιβεβαίωσε αυτήν την υπόθεση, συλλέγοντας με υπομονή στοιχεία για τις θέσεις και τις αποστάσεις εκατοντάδων άστρων. Παρ’ όλα αυτά, η άποψη ότι τα άστρα είναι συγκεντρωμένα σε γαλαξίες επικράτησε οριστικά μόνον στις αρχές του 20ού αιώνα.
Η σύγχρονη εικόνα του ανθρώπου για το Σύμπαν διαμορφώθηκε μετά το 1924, όταν ο Αμερικανός αστρονόμος Edwin Hubble έδειξε ότι ο δικός μας Γαλαξίας δεν είναι ο μοναδικός. Στην πραγματικότητα υπάρχουν πάρα πολλοί άλλοι, με τεράστιες εκτάσεις άδειου χώρου μεταξύ τους. Για να το αποδείξει χρειάστηκε να προσδιορίσει τις αποστάσεις των άλλων γαλαξιών που, ακριβώς επειδή βρίσκονται τόσο μακριά, φαίνονται πραγματικά εντελώς ακίνητοι.
Ο Hubble λοιπόν ήταν αναγκασμένος να χρησιμοποιήσει έμμεσες μεθόδους προσδιορισμού των συγκεκριμένων αποστάσεων. Το πόσο φωτεινό φαίνεται ένα άστρο, η φαινομενική του λαμπρότητα, εξαρτάται από δύο παράγοντες: την ποσότητα του φωτός που ακτινοβολεί στο περιβάλλον του (την πραγματική του λαμπρότητα) και την απόστασή του από τον παρατηρητή. Για τα κοντινά μας άστρα μπορούμε να μετρήσουμε τη φαινομενική λαμπρότητα και την απόσταση και να υπολογίσουμε τη πραγματική τους λαμπρότητα. Αντίστροφα, αν γνωρίζαμε την πραγματική λαμπρότητα των μακρινών άστρων που βρίσκονται σε άλλους γαλαξίες, θα μπορούσαμε να υπολογίσουμε την απόστασή τους μετρώντας τη φαινομενική τους λαμπρότητα. Ο Hubble παρατήρησε ότι μεταξύ των κοντινών μας άστρων που μπορούμε να μετρήσουμε τη φαινομενική τους λαμπρότητα βρίσκονται κάποιοι χαρακτηριστικοί τύποι άστρων που έχουν πάντα την ίδια πραγματική λαμπρότητα. Συμπέρανε λοιπόν ότι αν βρίσκαμε σε κάποιον άλλον γαλαξία κάποια παρόμοια άστρα, θα μπορούσαμε να υποθέσουμε ότι και εκείνα έχουν την ίδια πραγματική λαμπρότητα —και έτσι θα μπορούσαμε να υπολογίσουμε την απόσταση τους και την απόσταση του γαλαξία τους. Θα μπορούσαμε μάλιστα να υπολογίσουμε τις αποστάσεις διαφορετικών άστρων στον ίδιο γαλαξία, αν βρίσκαμε κάθε φορά για το κάθε άστρο την ίδια περίπου απόσταση θα ήμασταν βέβαιοι ότι αυτή είναι και η απόσταση του γαλαξία τους.
Με τον τρόπο αυτό ο Hubble υπολόγισε τις αποστάσεις εννέα γαλαξιών. Γνωρίζουμε σήμερα ότι ο γαλαξίας μας είναι μόνο ένας από τους εκατοντάδες δισεκατομμύρια άλλους γαλαξίες που μπορούμε να διακρίνουμε χρησιμοποιώντας τα σύγχρονα τηλεσκόπια· ο κάθε γαλαξίας περιλαμβάνει με τη σειρά του εκατοντάδες δισεκατομμύρια άστρα. (Στην εικόνα 3-1 βλέπουμε έναν σπειροειδή γαλαξία παρόμοιο με τον δικό μας). Ζούμε σε έναν γαλαξία με διάμετρο περίπου εκατό χιλιάδες έτη φωτός που περιστρέφεται αργά, τα άστρα στους σπειροειδείς βραχίονες του εκτελούν μια πλήρη περιστροφή γύρω από το κέντρο του σε περίοδο μερικών εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών. Ο 'Ηλιος μας δεν είναι παρά ένα συνηθισμένο άστρο, μετρίου μεγέθους, κοντά στην εσωτερική πλευρά ενός από τους σπειροειδείς βραχίονες. Σήμερα ο Κόσμος φαίνεται πολύ πιο διαφορετικός απ’ ό,τι την εποχή του Αριστοτέλη και του Πτολεμαίου, όταν οι άνθρωποι πίστευαν πως η Γη είναι το κέντρο του Σύμπαντος!
Τα άστρα βρίσκονται τόσο μακριά που μας φαίνονται σαν φωτεινά σημεία, δεν μπορούμε να δούμε το μέγεθος και το σχήμα τους. Πώς μπορούμε λοιπόν να διακρίνουμε τους διάφορους τύπους τους; Για όλα σχεδόν τα άστρα υπάρχει ένα και μόνο ιδιαίτερο χαρακτηριστικό τους που μπορούμε να το γνωρίσουμε άμεσα: το χρώμα τους.
Ο Νεύτων ανακάλυψε ότι όταν το ηλιακό φως περνάει μέσα από ένα κομμάτι γυαλί τριγωνικής διατομής — ένα τριγωνικό πρίσμα — αναλύεται στα χρώματα που το συν- θέτουν, το «φάσμα» του (όπως στο ουράνιο τόξο). Εστιάζοντας ένα τηλεσκόπιο σε κάποιο άστρο ή γαλαξία, μπορούμε να αναλύσουμε το φως του, και να πάρουμε έτσι το φάσμα του. Τα άστρα έχουν διαφορετικά φάσματα, αλλά η σχετική λαμπρότητα των διαφορετικών χρωμάτων είναι η ίδια για όλα τα φάσματα. Στην πραγματικότητα, το φως που εκπέμπει οποιοδήποτε αντικείμενο βρίσκεται σε υψηλή θερμοκρασία έχει ένα χαρακτηριστικό φάσμα, που εξαρτάται μόνο από τη θερμοκρασία και όχι από τη σύσταση ή τη δομή του αντικειμένου. Μπορούμε, λοιπόν, εξετάζοντας το φάσμα ενός άστρου, να βρούμε σε ποια θερμοκρασία αντιστοιχεί. Επίσης μπορούμε να βρούμε αν υπάρχουν κάποιες διαφορές του φάσματος ενός άστρου από το αντίστοιχο χαρακτηριστικό φάσμα στη θερμοκρασία αυτή (για παράδειγμα αν λείπουν κάποιες συγκεκριμένες περιοχές): επειδή γνωρίζουμε ότι τα διαφορετικά χημικά στοιχεία απορροφούν διαφορετικές περιοχές των φασμάτων, μπορούμε να προσδιορίσουμε ποια ακριβώς χημικά στοιχεία βρίσκονται στην ατμόσφαιρα του συγκεκριμένου άστρου.
Όταν το 1920 οι αστρονόμοι άρχισαν να εξετάζουν τα φάσματα των άστρων άλλων γαλαξιών βρήκαν κάτι πολύ ενδιαφέρον: τα φάσματα αυτά ήταν παρόμοια με εκείνα των άστρων του γαλαξία μας, αλλά οι συγκεκριμένες περιοχές που έλειπαν ήταν όλες μετατοπισμένες προς τη μια άκρη του φάσματος, προς το ερυθρό χρώμα. Η μετατόπιση προς το ερυθρό μέρος του φάσματος είναι πολύ σημαντική: είναι αποτέλεσμα της απομάκρυνσης της πηγής του φωτός από τον παρατηρητή. Το φαινόμενο αυτό ονομάζεται φαινόμενο Doppler. Ας το εξετάσουμε αναλυτικότερα. Όπως είδαμε, το φως συνίσταται από ηλεκτρομαγνητικές περιοδικές διαταραχές ή κύματα — τα ηλεκτρομαγνητικά κύμα- τα, που χαρακτηρίζονται από το μήκος κύματος, δηλαδή από την απόσταση των κορυφών δυο γειτονικών κυμάτων. Τα χρώματα του φάσματος είναι ηλεκτρομαγνητικά κύματα με διαφορετικά μήκη κύματος: 68 εκατομμυριοστά του εκατοστομέτρου για το ερυθρό χρώμα, 48 εκατομμυριοστά του εκατοστομέτρου για το κυανό, και 42 εκατομμυριοστά του εκατοστομέτρου για το ιώδες. (Τα ηλεκτρομαγνητικά κύματα με μεγαλύτερο μήκος κύματος από αυτό του ερυθρού είναι αόρατα στο ανθρώπινο μάτι και ονομάζονται υπέρυθρες ακτίνες. Τα ηλεκτρομαγνητικά κύμα- τα με μικρότερο μήκος κύματος από αυτό του ιώδους είναι επί- σης αόρατα στο ανθρώπινο μάτι και ονομάζονται υπεριώδεις ακτίνες). Η συχνότητα (το πλήθος των φωτεινών κυμάτων που φτάνουν σε κάποιο σημείο κάθε δευτερόλεπτο) μεγαλώνει όσο μικραίνει το μήκος κύματος, και αντίστροφα. Το ιώδες έχει μεγαλύτερη συχνότητα από το κυανό και αυτό μεγαλύτερη από το ερυθρό. Ας φανταστούμε μία φωτεινή πηγή, όπως ένα άστρο, σε σταθερή απόσταση από εμάς, που εκπέμπει φωτεινά κύματα με σταθερή συχνότητα. Είναι ευνόητο ότι η συχνότητα των κυμάτων όταν φτάνουν σε μας θα είναι η ίδια με τη συχνότητα τους όταν εκπέμπονται από το άστρο. (Η βαρυτική επίδραση των γαλαξιών δεν είναι τόσο μεγάλη που να προκαλεί σημαντικές μεταβολές). Ας υποθέσουμε τώρα ότι το άστρο αρχίζει να απομακρύνεται από εμάς. Όταν θα εκπέμψει την κορυφή του επόμενου κύματος το άστρο θα βρίσκεται μακρύτερα από εμάς· έτσι ο χρόνος που θα χρειαστεί αυτή η κορυφή να φτάσει σε εμάς θα είναι τώρα μεγαλύτερος. Αυτό σημαίνει ότι ο χρόνος μεταξύ της προηγούμενης και αυτής της κορυφής θα είναι επίσης μεγαλύτερος, και έτσι ο αριθμός των διαδοχικών κυμάτων που φτάνουν σε εμάς κάθε δευτερόλεπτο θα είναι μικρότερος (δηλαδή η συχνότητα των φωτεινών κυμάτων θα είναι μικρότερη). Αντίστροφα, αν το άστρο πλησιάζει σε εμάς η συχνότητα των φωτεινών κυμάτων θα είναι μεγαλύτερη. Στην περίπτωση του ορατού φωτός, αυτό σημαίνει ότι τα φάσματα των άστρων που απομακρύνονται από εμάς μετατοπίζονται προς το ερυθρό μέρος του φάσματος, ενώ τα φάσματα των άστρων που πλησιάζουν σε εμάς μετατοπίζονται προς το κυανό μέρος.
Αυτή η σχέση συχνότητας και ταχύτητας, που ονομάζεται φαινόμενο Doppler, αποτελεί σχεδόν καθημερινή εμπειρία. Αν ακούσουμε προσεχτικά ένα αυτοκίνητο που κινείται με ταχύτητα στον δρόμο θα διαπιστώσουμε ότι, καθώς πλησιάζει σε εμάς, η μηχανή του παράγει οξύτερο ήχο (που αντιστοιχεί σε μεγαλύτερη συχνότητα ηχητικών κυμάτων) απ’ ό,τι αν παρέμενε ακίνητο. Αντίθετα, καθώς απομακρύνεται παράγει βαρύτερο ήχο (που αντιστοιχεί σε μικρότερη συχνότητα). Το ίδιο συμβαίνει και με τα ηλεκτρομαγνητικά κύματα, όπως τα κύματα του ορατού φωτός ή του ραντάρ. Με αυτόν ακριβώς τον τρόπο, υπολογίζοντας την ταχύτητα από τη μεταβολή της συχνότητας των κυμάτων του ραντάρ, ελέγχεται στους δρόμους ταχείας κυκλοφορίας η ταχύτητα των αυτοκινήτων.
Στα χρόνια που ακολούθησαν την απόδειξη της ύπαρξης άλλων γαλαξιών, ο Hubble ασχολήθηκε με την παρατήρηση των φασμάτων τους και την ταξινόμηση τους σύμφωνα με τις αποστάσεις που προέκυψαν από τον υπολογισμό της λαμπρότητας τους. Στην εποχή εκείνη οι περισσότεροι επιστήμονες πίστευαν ότι οι γαλαξίες κινούνται προς όλες τις κατευθύνσεις· περίμεναν λοιπόν ότι τα φάσματα τους θα ήταν μετατοπισμένα τόσο προς το κυανό όσο και προς το ερυθρό. Κι όμως βρέθηκε ότι οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν φάσματα μετατοπισμένα προς το ερυθρό. Σχεδόν όλοι απομακρύνονται από εμάς! Ακόμη μεγαλύτερη έκπληξη προκάλεσε η ανακάλυψη που δημοσίευσε ο Hubble το 1929: το μέγεθος της μετατόπισης των φασμάτων των γαλαξιών ήταν ανάλογο με την απόσταση του γαλαξία από εμάς. Με άλλα λόγια, όσο μακρύτερα βρίσκεται ένας γαλαξίας τόσο ταχύτερα απομακρύνεται! Αυτό σήμαινε ότι το Σύμπαν δεν είναι στατικό, όπως νόμιζαν όλοι ώς τότε, αλλά διαστέλλεται: η απόσταση μεταξύ των γαλαξιών μεγαλώνει συνεχώς.
Η ανακάλυψη ότι το Σύμπαν διαστέλλεται αποτελεί μια από τις μεγαλύτερες επαναστάσεις του πνεύματος στον 20ό αιώνα. Εκ των υστέρων είναι εύκολο να απορούμε γιατί κανείς ώς τότε δεν είχε υποθέσει κάτι τέτοιο. Ο Νεύτων και οι άλλοι επιστήμονες είχαν καταλάβει ήδη από τον 17ο αιώνα ότι ένα στατικό Σύμπαν θα άρχιζε να συρρικνώνεται κάτω από την επίδραση της βαρύτητας. Αν υποθέσουμε όμως ότι το Σύμπαν δεν είναι στατικό αλλά διαστέλλεται, η συρρίκνωση δεν είναι αναγκαία. Αν μάλιστα το Σύμπαν διαστέλλεται με αρκετά γρήγορο ρυθμό, η βαρύτητα δεν θα μπορέσει ποτέ να το ακινητοποιήσει και να το αναγκάσει να συρρικνωθεί· έτσι το Σύμπαν θα συνεχίσει να διαστέλλεται για πάντα. Κάτι ανάλογο συμβαίνει και με έναν πύραυλο που εκτοξεύεται από την επιφάνεια της Γης: αν έχει μικρή ταχύτητα, σε κάποια στιγμή η βαρύτητα θα τον σταματήσει και θα τον αναγκάσει να επιστρέψει στη Γη· αν όμως η ταχύτητα του είναι μεγάλη (περίπου έντεκα χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο ή και περισσότερο) η βαρύτητα δεν θα μπορέσει ποτέ να τον σταματήσει· θα συνεχίσει λοιπόν για πάντα να απομακρύνεται από τη Γη. Η εξέλιξη αυτή του Σύμπαντος θα μπορούσε να είχε προβλεφθεί με βάση τη θεωρία του Νεύτωνα ήδη από τον 19ο, τον 18ο ή ακόμη και τον 17ο αιώνα. Αλλά η πεποίθηση για ένα στατικό Σύμπαν ήταν τόσο ισχυρή που διατηρήθηκε ώς τις αρχές του 20ού αιώνα. Ακόμη και ο Αϊνστάιν οδηγήθηκε από την πεποίθηση αυτή στο να τροποποιήσει τη θεωρία του — έτσι που να προβλέπει ένα στατικό Σύμπαν — προσθέτοντας στις εξισώσεις της έναν όρο που τον ονόμασε «κοσμολογική σταθερά». Ο όρος αυτός αντιστοιχούσε σε μια καινούργια δύναμη «αντιβαρύτητας» που, αντίθετα με τις άλλες δυνάμεις, δεν είχε κάποια υλική αιτία αλλά υπήρχε από την αρχή μέσα στην ίδια τη δομή του χωροχρόνου: ο χωρόχρονος είχε από μόνος του την τάση να επεκτείνεται τόσο ακριβώς όσο χρειαζόταν για να εξισορροπείται η συρρίκνωση του από την επίδραση της βαρύτητας. Έτσι μπορούσε να προκύπτει τελικά ένα στατικό Σύμπαν. Ένας μόνον επιστήμονας επέμεινε στις αρχικές εξισώσεις της γενικής θεωρίας της σχετικότητας που περιείχαν την πρόβλεψη για το μη στατικό Σύμπαν. Ενώ και ο ίδιος ο δημιουργός της, ο Αϊνστάιν, και οι άλλοι φυσικοί προσπαθούσαν να βρουν τρόπους για να αποφύγουν αυτήν την πρόβλεψη, ο Ρώσος φυσικός και μαθηματικός Alexander Friedmann προσπαθούσε να την εξηγήσει. Ο Friedmann έκανε δύο απλές υποθέσεις: ότι το Σύμπαν φαίνεται το ίδιο σε οποιαδήποτε κατεύθυνση κι αν κοιτάξουμε, και ότι αυτό θα ίσχυε κι αν παρατηρούσαμε το Σύμπαν από οπουδήποτε αλλού. Από αυτές και μόνον τις δύο υποθέσεις και τις αρχικές εξισώσεις της γενικής θεωρίας της σχετικότητας, ο Friedmann έδειξε ότι δεν πρέπει να περιμένουμε ένα στατικό Σύμπαν.
Στην πραγματικότητα, το 1922, αρκετά χρόνια πριν από την ανακάλυψη του Hubble, o Friedmann προέβλεψε ακριβώς ό,τι παρατήρησε ο Hubble! Φυσικά η πρώτη υπόθεση του Friedmann (ότι το Σύμπαν φαίνεται το ίδιο σε οποιαδήποτε κατεύθυνση κι αν κοιτάξουμε) δεν είναι απόλυτα σωστή· για παράδειγμα, τα άλλα άστρα του γαλαξία μας σχηματίζουν μια φωτεινή λωρίδα που διασχίζει το νυχτερινό ουρανό, τον «Γαλαξία». Αλλά αν κοιτάξουμε στους μακρινούς γαλαξίες βλέπουμε ότι είναι διασκορπισμένοι περίπου ομοιόμορφα στον ουρανό. Έτσι το Σύμπαν φαίνεται πραγματικά το ίδιο σε οποιαδήποτε κατεύθυνση, όταν το βλέπουμε όπως φαίνεται σε μεγάλη κλίμακα σε σχέση με τις αποστάσεις μεταξύ των γαλαξιών και αγνοήσουμε τις διαφορές του στις μικρότερες κλίμακες. Για πολλά χρόνια αυτή η εξήγηση ήταν αρκετή για να γίνει αποδεκτή η πρώτη υπόθεση του Friedmann, και ικανοποιητική για μια πρώτη προσέγγιση του πραγματικού Σύμπαντος. Αλλά πριν από είκοσι χρόνια μια ευτυχής συγκυρία αποκάλυψε πως η υπόθεση αυτή είναι πραγματικά ακριβής για την περιγραφή του Σύμπαντος. Το 1965 δυο Αμερικανοί φυσικοί, ο Arno Penzias και ο Robert Wilson, δοκίμαζαν μια καινούργια κεραία ανίχνευσης μικροκυμάτων, μεγάλης ευαισθησίας. (Τα μικροκύματα είναι ηλεκτρομαγνητικά κύματα μήκους κύματος μερικών εκατοστομέτρων). Συμπτωματικά, παρατήρησαν ότι η κεραία τους ανίχνευε κάποιον περίεργο «θόρυβο» και προσπάθησαν να εντοπίσουν την πηγή εκπομπής του. Το πιο περίεργο ήταν ότι ο θόρυβος δεν φαινόταν να έρχεται από συγκεκριμένη κατεύθυνση. Αν προερχόταν από την ίδια την ατμόσφαιρα έπρεπε να ήταν δυνατότερος όταν η κεραία είχε κάποια κλίση και πιο αδύνατος όταν ήταν κατακόρυφη, επειδή οι πλάγιες διαδρομές μέσα στην ατμόσφαιρα είναι μακρύτερες από τις κατακόρυφες. Αλλά ο θόρυβος δεν φαινόταν να εξαρτάται από την κλίση της κεραίας· έπρεπε λοιπόν να προέρχεται από κάπου έξω από την ατμόσφαιρα.
Ακόμη, επειδή ήταν ίδιος μέρα και νύχτα και όλες τις εποχές του χρόνου, ανεξάρτητα από την κίνηση της Γης γύρω από τον άξονα της και από τον Ήλιο, έπρεπε να προέρχεται από κάπου έξω από το ηλιακό σύστημα, και μάλιστα έξω και από το γαλαξία μας — αφού, καθώς η Γη κινείται, η κεραία στρέφεται προς διάφορες κατευθύνσεις στο γαλαξία. Στην πραγματικότητα, αυτά τα ηλεκτρομαγνητικά κύματα πρέπει να έρχονται σε εμάς από όλο σχεδόν το παρατηρούμενο Σύμπαν και αφού φαίνονται τα ίδια σε οποιαδήποτε κατεύθυνση, πρέπει και το Σύμπαν να είναι το ίδιο σε οποιαδήποτε κατεύθυνση. Σήμερα γνωρίζουμε ότι σε οποιαδήποτε κατεύθυνση κι αν κοιτάξουμε ο θόρυβος αυτός ποτέ δεν μεταβάλλεται περισσότερο από 0,01%. Ο Penzias και ο Wilson λοιπόν, έπεσαν τυχαία πάνω σε μία πραγματικά ακριβή επιβεβαίωση της πρώτης υπόθεσης του Friedmann.
Περίπου την ίδια εποχή δύο άλλοι Αμερικανοί φυσικοί, ο Bob Dicke και ο Jim Peebles, ενδιαφέρονταν επίσης για τα μικροκύματα. Μελετούσαν μία υπόθεση του George Gamow (που ήταν κάποτε μαθητής του Friedmann) ότι το Σύμπαν στο μακρινό παρελθόν έπρεπε να είναι πολύ πυκνό και πυρακτωμένο από την μεγάλη του θερμοκρασία. Ο Dicke και ο Peebles υποστήριξαν ότι θα μπορούσαμε να δούμε ακόμη και σήμερα τη λάμψη αυτής της πυράκτωσης του Σύμπαντος, επειδή το φως κάποιων μακρινών περιοχών του θα έφτανε σε εμάς μόλις τώρα. Αλλά η διαστολή του Σύμπαντος θα προκαλούσε στο φως αυτό μια μεγάλη μετατόπιση προς το ερυθρό, τόση ώστε να φτάνει σε εμάς με τη μορφή μικροκυμάτων (το μήκος κύματος από μερικά εκατομμυριοστά του εκατοστόμετρου της λάμψης πυράκτωσης θα έφτανε ώς εμάς μερικά εκατοστόμετρα των μικροκυμάτων). Μάλιστα ο Dicke και ο Peebles ετοιμάζονταν να αρχίσουν έρευνες για τα μικροκύματα αυτά όταν ο Penzias και ο Wilson έμαθαν για τις εργασίες τους και κατάλαβαν ότι επρόκειτο γ ι ‘ αυτό που ήδη είχαν ανακαλύψει! (Για την ανακάλυψη τους αυτή, οι Penzias και Wilson πήραν το 1978 το βραβείο Nobel).
Όλες αυτές οι ενδείξεις ότι το Σύμπαν φαίνεται το ίδιο σε οποιαδήποτε κατεύθυνση κι αν κοιτάξουμε θα μπορούσαν να μας οδηγήσουν στο συμπέρασμα ότι κατέχουμε μια ειδική θέση στο Σύμπαν: αφού παρατηρούμε ότι όλοι οι άλλοι γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς, τότε εμείς βρισκόμαστε στο κέντρο του Σύμπαντος. Υπάρχει όμως και μία άλλη εξήγηση: το Σύμπαν μπορεί να φαίνεται το ίδιο σε οποιαδήποτε κατεύθυνση και από τους άλλους γαλαξίες. Αυτή, όπως είδαμε, είναι η δεύτερη υπόθεση του Friedmann. Δεν έχουμε καμία ένδειξη ότι είναι σωστή ή όχι. Την πιστεύουμε από μετριοφροσύνη και μόνο: θα ήταν πολύ περίεργο αν το Σύμπαν φαινόταν το ίδιο γύρω από εμάς, αλλά όχι γύρω από οποιοδήποτε άλλο σημείο του! Στο Σύμπαν που ισχύουν οι δύο υποθέσεις του Friedmann, στο μοντέλο του Friedmann, όλοι οι γαλαξίες απομακρύνονται ο ένας από τον άλλο. Κάτι ανάλογο συμβαίνει σε ένα μπαλόνι που φουσκώνει: αν παρατηρήσουμε οποιαδήποτε σημεία της επιφάνειας του καθώς διαστέλλεται, θα δούμε ότι απομακρύνονται το ένα από το άλλο” δεν υπάρχει όμως κάποιο σημείο που να μπορούμε να πούμε ότι είναι το κέντρο της διαστολής. Επιπλέον, όσο περισσότερο απέχουν τα σημεία τόσο ταχύτερα απομακρύνονται.
Stephen Hawking, Το χρονικό του χρόνου
