Problem polega jednak na tym, że wszystkie próby obliczenia gęstości energii próżni prowadzą do absurdalnie wielkich wartości, które są o 55120 rzędów wielkości większe niż całkowita energia materii i promieniowania w obserwowalnym Wszechświecie. Gdyby energia próżni była rzeczywiście tak olbrzymia, cala materia zawarta we Wszechświecie w jednej chwili uciekłaby do nieskończoności. Przez ostatnie 30 lat problem ten byl dla teoretyków prawdziwą solą w oku. W zasadzie mógł zostać dostrzeżony już w latach trzydziestych, gdy po raz pierwszy przeprowadzano obliczenia dotyczące wirtualnych par cząstek. Jednak we wszystkich dziedzinach fizyki oprócz tych, które zajmują się grawitacją, absolutna wartość energii układu nie odgrywa żadnej roli. Ważne są jedynie różnice energii pomiędzy poszczególnymi stanami (np. różnica energii stanu podstawowego i wzbudzonego w atomie). Jeśli do energii każdego stanu dodamy dowolnie dużą stalą, to w rachunkach ulegnie ona zniesieniu; w praktyce możemy więc nie interesować się jej wielkością.
Jeśli w jakimś obszarze nieba jasności galaktyk zostaną przypadkowo zawyżone, to do katalogu trafi ich zbyt wiele i odniesiemy fałszywe wrażenie grupowania się tych obiektów. Nie wystarczy więc, by katalog, który ma rozstrzygnąć wątpliwości związane z zasadą kosmologiczną, objął olbrzymi obszar Wszechświata: trzeba go także bardzo dokładnie wykalibrować tak aby uzyskać pewność, że wszystkie galaktyki są obserwowane i opracowywane w taki sam sposób. POD KONIEC LAT OSIEMDZIESIĄTYCH James E. Gunn z Princeton oraz Richard G. Kron i Donald G. York z University of Chicago zainicjowali program Sloan Digital Sky Survey (SDSS), który miał spełnić wszystkie te wymagania. Dziesięć lat później, po zainwestowaniu 80 min dolarów i zorganizowaniu zespołu liczącego niemal 200 astronomów, rozpoczęto obserwacje. Dane zbierane są za pomocą zbudowanego specjalnie dla SDSS teleskopu, którego zwierciadło główne ma średnicę 2.5 m.Teleskop ten pracuje w dwóch modach. Gdy noc jest bezksiężycowa i pogodna, zebrane przezeń światło zostaje skierowane do szerokokątnej kamery, która fotografuje pole widzenia teleskopu przez pięć różnych filtrów kolorowych. Zdjęcia wykonywane są w postaci cyfrowej za pomocą matryc CCD bardzo czułych urządzeń elektronicznych, które mierzą natężenie światła obiektów kosmicznych z dokładnością 1%. Przy gorszej pogodzie oraz wtedy, gdy świeci księżyc, zamiast kamery pracują dwa spektrografy. Każdy z nich jest wyposażony w światłowody, które można nakierować na wybrane punkty w polu widzenia teleskopu. Dzięki temu podczas jednej obserwacji można uzyskać widma aż 608 różnych obiektów i wyznaczyć ich przesunięcia ku czerwieni. Dbając o należytą kalibrację danych spektroskopowych, wraz z widmami obiektów uzyskuje się widma 32 pustych obszarów nieba. W przeciwieństwie do tradycyjnych teleskopów, które w ciągu nocy „obsługują" kilka programów naukowych, przyrząd ten przez pięć lat będzie pracować noc w noc wyłącznie dla SDSS.
Docelowo SDSS ma zmierzyć milion przesunięć ku czerwieni w widmach galaktyk i kwazarów. Wykonano już prawie połowę tej pracy, a kierowany przeze mnie zespół ukończył analizę rozmieszczenia pierwszych 200 000 galaktyk. Podobne, choć zakrojone na mniejszą skalę, badania zostały niedawno przeprowadzone przez zespół astronomów australijskich i brytyjskich. Zbudowali oni spektrograf umożliwiający otrzymywanie 400 widm jednocześnie i podłączyli go do AngloAustralian Telescope, który ma lustro o średnicy 3.9 m i pole widzenia o boku 2° (Two Degree Field, stąd skrót 2dF). Zespół 2dF miał nieco ułatwioną pracę: nie fotografował nieba, lecz korzystał z katalogów galaktyk, które otrzymano po zeskanowaniu i wykalibrowaniu fotograficznych atlasów nieba. Przegląd 2dF jest już ukończony. Pracując nad nim, w ciągu pięciu lat wyznaczono przesunięcia ku czerwieni 221 414 galaktyk.