В 1917 году, когда Альберт Эйнштейн вносил последние штрихи в свой «кондуит Вселенной», ему недоставало для полной ясности одного эмпирического факта, который связал бы всю картину в единое целое. Ко всем астрономам мира он обращался с одним и тем же вопросом: космос расширяется, сжимается или пребывает в равновесии?
Уравнения Эйнштейна описали, как ведет себя пространство — время (трехмерное пространство плюс временное измерение, в совокупности образующие ткань Вселенной) во взаимодействии с массой — энергией, заключенной в этих пределах. Из первоначальных уравнений следовало, что Вселенная может либо раздвигаться, либо уплотняться под воздействием гравитации. Если же космос статичен, это означает наличие еще некоторого фактора, «расталкивающего» материю, которую сила притяжения стремится сжать. Эйнштейна такая мысль нисколько не тешила: если законы тяготения применительно к массе — энергии вполне обоснованны, то для существования каких-то противодействующих сил не было ни малейшего резона.
К несчастью для него, все астрономы в то время считали Вселенную равновесной. Вот и пришлось, скрепя сердце, вписать в систему уравнений «антигравитационный» член для удерживания массы — энергии, обозначив его греческой буквой лямбда. Это добавление впоследствии получило известность как космологическая константа (поскольку предполагалось, что ее влияние начинает ощущаться лишь на расстояниях в световые годы, а в пределах Солнечной системы оно пренебрежимо мало) и было сделано с множеством извинений и оговорок. По признанию самого Эйнштейна, космологическая постоянная «не подтверждается нашим действительным знанием о гравитации». Появилась она единственно затем, чтобы свести концы с концами в уравнениях статичной Вселенной. Жаль, никого в тот момент не заинтересовали расчеты Весто Слайфера.
Слайфер воспользовался телескопом Кларка, чтобы установить, перемещаются ли галактики относительно Земли. Для этого он применил спектрограф — прибор, который разлагает свет, попадающий в телескоп, на хроматические составные части. Анализируя спектры свечения далеких галактик (как думали в то время — спиральных туманностей неясной природы), Слайфер обнаружил, что цветовые составляющие света изменяются в зависимости от того, приближается к нам туманность либо удаляется от нас. Видение цвета — это наш способ воспринимать частоту электромагнитного излучения в оптическом диапазоне, а частота эта — не что иное как количество световых волн в единицу времени. Когда мы любуемся радугой, то видим излучение разных частот. Фиолетовый цвет соответствует относительно высокой частоте и малой длине волн, красный — наоборот; все остальные занимают определенные места между красным и фиолетовым.
