Проект, в котором был задействован Сэндидж, был попыткой измерить, насколько Вселенная плоская, то есть соответствует ли истинная Вселенная модели Эйнштейна – де Ситтера. По сути, это была трехмерная аналогия подсчета степени плоскости двухмерной поверхности, например листка бумаги. На плоской поверхности, как нас учат в школе, сумма углов треугольника равняется 180 градусам, и, если нам известны длины сторон треугольника, мы можем узнать его площадь. На поверхности замкнутой сферы сумма углов треугольника больше 180 градусов, а его площадь, соответственно, больше привычной. На незамкнутой поверхности, изогнутой наподобие седла или горного ущелья, сумма углов треугольника меньше 180 градусов, а площадь меньше привычной.

В трехмерной модели измеряются не площади, а объемы. Если пространство выпуклое или вогнутое, число галактик на различных расстояниях от нас будет отличаться от их количества в плоском пространстве. Сэндиджу был поручен подсчет галактик с помощью фотопластинок, отснятых широкоугольным телескопом под названием камера Шмидта[168]. Этот прибор мог снимать на одну пластинку большой участок неба, в то время как пятиметровый телескоп был способен видеть дальше, но лишь в одной точке. Пластинки Шмидта не содержали информации о красном смещении, но Хаббл полагал (и был прав), что в качестве первого приближения более тусклые галактики можно считать более удаленными. Подсчет и сортировка были как раз подходящим заданием для аспиранта: кропотливая, скрупулезная механическая работа, дающая шанс на упоминание в конце научного труда руководителя.

Сначала Сэндидж выполнял подсчеты, даже не посещая саму обсерваторию. Затем, летом 1949 года, Хаббл перенес инфаркт и врачи временно запретили ему подниматься в горы. Сэндидж и еще один аспирант Хэлтон Арп[169] были отправлены на обучение самостоятельным наблюдениям под руководством Вальтера Бааде, поскольку было очевидно: даже если Хаббл сможет вернуться к работе, ему потребуется помощь[170]. Они занялись проектом с применением фотографирования и анализа шаровых скоплений с помощью сначала полутораметрового телескопа, а затем, доказав свою состоятельность как наблюдатели, 2,5-метрового. Именно за это исследование Сэндидж получил докторскую степень, проявив себя первоклассным наблюдателем. В 1952 году он первым изучил технику на основе времени отхода от главной последовательности, которая, как показано в главе 4, стала ключом к измерению возраста шаровых скоплений.

К тому моменту, однако, Сэндидж уже работал ассистентом Хаббла. Последний собирался организовать массированную атаку на шкалу космических расстояний, опираясь на открытие Бааде и пытаясь дополнительно уточнить значение постоянной Хаббла, что помогло бы (хотя такой цели он себе и не ставил) определить возраст Вселенной. Сэндидж уже работал с пятиметровым телескопом, осуществляя наблюдения, которые Хаббл собирался провести сам, но уже не мог, хотя с октября 1950 года врачи и разрешили ему иногда подниматься в обсерваторию. В 1952 году Сэндиджа официально назначили на платную должность астронома-ассистента, но он уехал на год в Принстон, чтобы развить там свое открытие закономерностей отхода от главной последовательности. Он намеревался перейти от него к изучению звездной эволюции. Но вскоре после его возвращения в Калтех в сентябре 1953 года Хаббл умер от второго инфаркта, немного не дожив до своего шестидесятичетырехлетия. Хьюмасону и Бааде тоже было уже за шестьдесят, и пора было передавать бразды правления следующему поколению астрономов, наиболее перспективным из которых и был Сэндидж. Он принял руководство из чувства долга, без особого желания:

В тот момент Сэндиджу было всего 27 лет.

Взятый астрономом на себя проект предполагал полный пересмотр шкалы космологических расстояний, определенной Хабблом. Для начала надо было подробнее изучить еще большее число цефеид. Как и в исходном проекте Хаббла с 2,5-метровым телескопом и в соответствии с его планом для пятиметрового, после определения расстояний до ближайших галактик с помощью техники цефеид Сэндидж смог идентифицировать самые яркие объекты в этих галактиках и откалибровать их яркость в сравнении с цефеидами, чтобы в дальнейшем использовать их как стандартные свечи – эталонные единицы силы света – для определения расстояний до более отдаленных галактик. На этом этапе исследования обнаружилось, что Хаббл допустил вполне объяснимую ошибку. Он использовал в качестве стандартных свечей те объекты других галактик, которые считал очень яркими звездами и которые при изучении через пятиметровый телескоп оказались светящимися облаками газа, известными как области HII. Такие места есть и в нашем Млечном Пути, что позволило калибровать их яркость. Оказалось, их максимальная яркость имеет пределы; таким образом, выявив наиболее яркие области HII в галактике и измерив их видимую яркость, можно получить достаточно точное представление о расстоянии. Однако области HII ярче звезд, с которыми их сравнивал Хаббл, что означает, что галактики дальше от нас, чем он предполагал. Как и в случае с коррекцией Вальтером Бааде шкалы расстояний, это подразумевало, что постоянную Хаббла надо сократить еще больше, чем предлагал Бааде.

Первое достижение Сэндиджа базировалось на данных о красном смещении и яркости, собранных по 850 галактикам за два предыдущих десятилетия при участии Милтона Хьюмасона и молодого коллеги Николаса Мейола[171]. В 1956 году вышла работа всех троих ученых, в которой показывалось, что закон Леметра – Хаббла (о пропорциональности красного смещения и расстояния) верен, насколько можно судить, для красных смещений, соответствующих скоростям до 100 тыс. км в секунду (треть скорости света). В целом, если учесть коррекцию Бааде и объединить измерения с данными об областях HII, само это открытие означает, что галактики втрое дальше от нас, чем полагал Хаббл, и что значение постоянной Хаббла не может превышать 180. Однако это был лишь первый шаг, который задал логику всех проектов Сэндиджа в 1950-х годах и позже: каждое следующее уточнение, сделанное с помощью пятиметрового телескопа, сокращало постоянную Хаббла. С годами она становилась все меньше и меньше.