4. Невидимая решетка

Представьте, как Шерлок Холмс или Эркюль Пуаро используют свои немалые индуктивные и дедуктивные способности для расследования убийства. Есть улики, мотив и место преступления — но не хватает жертвы. Астрономы, которые пытаются обнаружить темную материю — нечто невидимое, пронизывающее космос, — оказываются лицом к лицу с такой же загадкой. Подобным образом происходит охота на черные дыры — мы можем только искать следы влияния невидимой материи на окружающее пространство. Можно выявить влияние гравитационного поля черной дыры на близлежащие объекты и, учитывая общую относительность, исследовать, как невидимая материя преломляет свет. Но это по-прежнему остается астрономическим аналогом состава правонарушения с точки зрения обвинителя — сложно доказать убийство при отсутствии тела.

Однако темная материя представляет собой куда более неуловимую добычу, чем черные дыры: в отличие от обычной материи она не излучает, не поглощает и не отражает электромагнитные волны. Она инертна. Единственное, что мы знаем точно, — частицы темной материи, которые, вероятно, сформировались во Вселенной очень рано, несмотря на свою специфичность, имеют массу, составляющую почти всю общую массу материи во Вселенной, и под действием гравитации эти частицы собираются в отдельные массивы. Все известные элементы периодической таблицы, включая те, из которых построено наше тело, составляют мизерные 4 % всего состава Вселенной, включая материю и энергию, — крайне незначительное число по отношению к количеству темной материи. Темная материя является основой для формирования и изменения звезд и галактик. И все же мы знаем о ней очень мало.

Предыстория исследования темной материи начинается в весьма неожиданных декорациях — обшарпанной мастерской мастера-стеклодува в Мюнхене XIX в. Здесь старики выдували расплавленное стекло в пузыри и затем придавали им форму с помощью воздуходувной трубки и горелки. Йозеф фон Фраунгофер, родившийся 6 марта 1787 г. в Баварии, был одиннадцатым и последним ребенком мастера стекольных дел Франца Ксавьера Фраунгофера и Марии Анны Фролих. И по материнской, и по отцовской линии на протяжении нескольких поколений передавалась традиция стекольного ремесла. Осиротев в возрасте 11 лет, Фраунгофер пошел учеником к придворному мастеру-стеклорезу в Мюнхене. Мальчик находился внутри здания мастерской, когда в 1801 г. оно рухнуло, но его спасли. Под влиянием трагедии курфюрст Максимилиан IV Иосиф, который позднее стал королем Баварии, лично предоставил денежные средства, чтобы обеспечить будущее юноши. Фраунгофер использовал эту возможность для изобретения инструмента, который кардинально изменил всю астрономию и позволил впервые обнаружить темную материю 132 года спустя. Фриц Цвикки, первооткрыватель темной материи в 1933 г., обязан своим успехом обрушению стекольной лавки XIX в.

Основой для исследования Фраунгофера стал тот факт, что свет, излучаемый любым объектом, чем-то похож на отпечаток пальца — он оставляет за собой особого рода свидетельства, зашифрованные в виде частоты, которая указывает на уникальные свойства химических составляющих каждого объекта. Устав от производства декоративных стеклянных изделий для королевского двора, неутомимый юный Фраунгофер получил должность в Институте оптики имени Йозефа Уцшнайдера в Мюнхене. Там он прошел официальное обучение в области физики, математики и оптики. Будучи талантливым учеником, он продолжил работу и написал в 1807 г. авторитетное исследование, которое показывает превосходство изображения параболических зеркал, используемых в телескопах-рефлекторах. Спустя шесть лет после спасения из-под руин Фраунгофер осуществил значительный прорыв в производстве оптических линз для астрономических телескопов.

Когда лучи света касаются стеклянной поверхности линзы, они искривляются (преломляются). Степень преломления зависит от свойств материала (в данном случае от состава стекла) и длины волны света. Например, в видимом спектре красный свет едва ли меняет свою траекторию, проходя через линзу, а фиолетовый цвет с более короткой длиной волны изменяет свой путь. Точно так же как оптик изготавливает для нас очки определенной силы, мы, астрономы, должны калибровать линзы телескопа для определения яркости объектов, которые можем наблюдать. Поскольку увеличение отдаленных тусклых объектов происходит с помощью собирающей способности поверхности линз телескопа, процесс калибровки включает разработку линз, которые могут собирать вместе все цвета. Понимая волновую природу света, Фраунгофер изобрел спектроскоп, который разделяет световые частоты. Это дало возможность прочитать уникальные отпечатки химических элементов, присутствующих в спектре отдаленного объекта, и определить его составляющие. Современники Фраунгофера скоро признали его талант, и впоследствии он стал директором Института оптики.

Хотя многие из методов шлифовки и полировки зеркал умерли вместе с Фраунгофером, его способ калибровки линз и изобретение спектроскопии способствовали переменам в нашем понимании состава и свойств астрономических объектов — как близких, так и отдаленных. Изобретенная им спектроскопия, анализ спектра космических источников света, ставшая новым мощным инструментом количественного анализа, изменила астрономию. В 1812 г., используя в своей лаборатории известные источники света, такие как натриевые лампы, Фраунгофер определил коэффициенты преломления для линз и откалибровал их с помощью солнечного света. Измерив спектр солнечного света, он обнаружил 600 темных линий, известных сегодня как линии Фраунгофера. Понимая, что дело в свойствах солнечного света, он определил коэффициенты преломления для каждого цвета в солнечном спектре, откалибровав линзы по темным линиям. Эти линии отображают атомный состав солнца. Фраунгофер не стал далее углубляться в происхождение этих линий, он измерил их длину волны и, таким образом, собрал первый спектрограф. Также он заметил, что спектр ярчайших звезд отличался от спектра, излучаемого Солнцем.

Открытие темных линий в спектре Солнца привело к появлению множества способов прикладного применения спектроскопии в астрономии. Без спектроскопа мы получали бы изображения, из которых нельзя извлечь информацию о приближении или удалении космических объектов, и стала бы невозможной работа Весто Слайфера, Генриетты Ливитт, Эдвина Хаббла и других. Астрономия застряла бы на этапе симпатичных картинок. Проще говоря, Фраунгофер запустил методы и технологии, которые усовершенствовали спектрограф — ключевой инструмент точных измерений ускоряющихся туманностей, и это 120 лет спустя привело к предположению о существовании темной материи.

Часть истории открытия темной материи несколько отличается от той, что я уже описывала. Если сравнивать ее с историей открытия черных дыр, здесь мы не видим никакой математической теории, которая бы предполагала наличие темной материи. Есть только ряд ставящих в тупик наблюдений, которые на первый взгляд не соответствовали ньютоновской теории притяжения там, где она должна была бы действовать. Астрономы рассчитывали массы галактик из их движения и в ходе подобной работы обнаруживали значительные отклонения. Наблюдения давали основания предположить, что реальная масса в 10 раз превосходила видимую. Несмотря на солидные эмпирические свидетельства, идея темной материи, хотя и полностью опирающаяся на данные наблюдений, не сразу получила всемирное признание. Неудивительно, что астрономы сопротивлялись представлению о чем-то невидимом с учетом судьбы появлявшихся ранее гипотез о существовании невидимых сил и всепроникающих жидкостей — таких как эфир, миазмы и флогистон. Все они в конце концов получили свое опровержение. Появление еще одного невидимого фактора для объяснения наблюдений едва ли выглядело убедительно.

Фриц Цвикки — блестящий, изобретательный и раздражительный — стал первым, кто сослался на темную материю в своей работе в 1933 г. Он зарегистрировал движения галактик в близлежащем их скоплении в созвездии Волосы Вероники (скопление Кома) в надежде, что сможет вычислить их массу. Сегодня мы знаем, что скопления — одни из наиболее массивных структур во Вселенной. Все скопления, включая Волосы Вероники, состоят из более тысячи галактик, которые вращаются с гигантской скоростью и удерживаются вместе силой гравитации. Цвикки подробно изучил движение восьми ярчайших галактик в созвездии Волосы Вероники с помощью спектрографа на 100-дюймовом телескопе в той же обсерватории Маунт-Вилсон, где Хаббл открыл расширяющуюся Вселенную. Цвикки обнаружил, что все галактики в скоплении вращаются куда быстрее, чем должны по прогнозам, если брать во внимание только притяжение видимых звезд. Его данные показали, что скорость этих галактик равна примерно 3 млн км/ч, и это подразумевает, что масса в скоплении в 400 раз более плотная, чем можно ожидать. Он опубликовал эти результаты в 1933 г. в своей работе, которая утверждает, что в звездном скоплении в созвездии Волосы Вероники, как и во всей Вселенной при ее расширении, должен присутствовать невидимый и неявный компонент — dunkle materie, или темная материя, чья масса, видимо, отвечает за такие высокие скорости.

В этой работе Цвикки выдвигает следующее предположение: «Если это [повышенная плотность] подтвердится, нам придется сделать ошеломительный вывод о наличии [в звездном скоплении в созвездии Волосы Вероники] темной материи с куда большей плотностью, чем у светящейся материи». В заключение он пишет о том, что «большая дисперсия скоростей в скоплении в созвездии Волосы Вероники (и в других скоплениях галактик) представляет собой нерешенную проблему».

Выводы Цвикки явно основываются на измерении основного количественного показателя — соотношения массы и света, которое зависит от постоянной Хаббла. Мы помним, что постоянная Хаббла соотносит скорость с расстояниями по закону Хаббла (как мы видели в главе 2) и позволяет оценить возраст Вселенной. Соотношение массы и света представляет собой число, описывающее весь свет, произведенный совокупностью звезд относительно их массы. В 1933 г. Цвикки не осмелился оспорить значение постоянной Хаббла или снизить коэффициент массы к свету для урегулирования несоответствия между массой, необходимой для обоснования движения в скоплении галактик в созвездии Волосы Вероники, и тем, что он видел. Ссылка на темную материю была единственным решением.

В 1936 г., спустя три года после того, как Цвикки опубликовал свою работу, Синклер Смит привел аналогичные аргументы относительно невидимого компонента массы в другом соседнем скоплении — в созвездии Девы. Смит предположил, что недостающая масса может скрываться в пустотах скопления между туманностями. И даже после второй подобной работы, посвященной обоснованию темной материи в скоплениях, данная концепция не привлекла особого внимания.

Если учитывать высокое положение Цвикки и приписываемые ему многие фундаментальные открытия, удивительно, что эти первичные выводы остались незамеченными в астрономическом сообществе. Возможно, отчасти по причине его характера развитие вопроса темной материи остановилось на несколько десятилетий, и только в 1970 г. идея была реанимирована в рамках обоснования проблемы совершенно иных масштабов — скоростей звезд внутри галактики. Спустя 40 лет после появления работы Цвикки, в которой он сообщал о своем открытии, астрономы Вера Рубин и Кент Форд по счастливой случайности заново открыли темную материю, рассчитывая массы отдельных спиральных галактик. Они работали, используя измеренную скорость движения звезд, которую вычислили, разделяя их свет с помощью спектрографа с электронно-оптическим преобразователем, и затем наблюдая за красным и синим смещением спектров. Работа Рубин и Форда не предусматривала поисков темной материи — они искали доказательства вращения спиральных галактик. Но в данных ученые обнаружили нечто нелогичное. Движение звезд в спиральных галактиках показывало, что звезды находились под влиянием куда более мощного гравитационного притяжения, — и, как следствие, двигались куда быстрее, чем можно было предположить на основании исключительно видимой массы звезд и газа в галактиках. С точки зрения Рубин и Форда, речь снова шла о месте преступления без самого тела. Так как они занимались галактиками, то не установили связь между недостающей массой, которая им требовалась для обоснования скоростей звезд, и упомянутой Цвикки dunkle materie в скоплениях. Как мы уже видели, принять новые идеи не так просто; историк науки Дерек де Солла Прайс отмечает: «Возможно, даже лучше, что многие важные открытия должны совершаться дважды или трижды независимо друг от друга и слегка по-разному». Именно так и произошло с открытием темной материи. Осознание того, что одна и та же неуловимая темная материя может решить сразу две загадки на двух совершенно различных физических уровнях, должно было основываться на теории.

В конце 1970-х гг. теоретическая интерпретация не успевала за эмпирическими открытиями в космологии, но достижение Рубин и Форда оказалось переломным моментом в исследовании темной материи. Понадобилось всего 10 лет, чтобы сформулировать принятую ныне теоретическую модель формирования всех структур во Вселенной под влиянием темной материи. Свидетельства, основанные на многочисленных независимых наблюдениях, утвердили данную стандартную модель интерпретации образования галактик, известную как концепция холодной темной материи. В этой модели темная материя является первичной движущей силой образования всех структур. Сегодня существование темной материи и важная роль, которую она играет в космосе, получили широкое признание. Тем не менее остается несколько небольших пробелов между теоретическими предпосылками и наблюдениями. С учетом сложности данной модели и степени ее разработанности и шлифовки стремление оспорить ее или предложить альтернативный вариант сопровождается невероятными трудностями. Тем не менее предпринимаются смелые попытки сформулировать конкурентоспособные версии — альтернативные представления, которые решали бы потребность в темной материи. Вскоре мы к ним обратимся.

Одно из отличий истории открытий темной материи от истории открытий черных дыр или расширяющейся Вселенной состоит в том, что мы столкнемся здесь с меньшим числом авторитетных ученых, чьи непоколебимые взгляды препятствовали бы признанию данной идеи. Наука и процесс генерации знаний значительно изменились в период с 1933 по 1978 г. — теперь это стало больше походить на совместную деятельность, что привело к расширению поля научных дискуссий. Наука и технологии стали играть более важную роль в обыденной жизни. Мировые события, включая Вторую мировую войну и запуск СССР первого космического аппарата «Спутник-1», стимулировали американскую науку и машиностроение. Военно-промышленный комплекс, созданный для нужд фронта, потребовал крупных государственных инвестиций в науку и технологии, что впоследствии сдвинуло большую часть передовых исследований в США. Конечно, важнейшим фактором, который повлиял на все это, стало переселение талантливых ученых и инженеров из Европы в первой половине XX в., освобождение великих умов, что в некотором смысле можно рассматривать как репарации интеллектуальной войны, которая началась давно и продолжала наращивать темпы. Это также придало новое ускорение научным исследованиям. Важную роль сыграло интеллектуальное руководство предприимчивого астронома Джорджа Эллери Хейла. С начала 1900-х гг. он обеспечил поддержку американских филантропов для установки первоклассного оборудования, телескопов и создания научно-исследовательской базы на Западном побережье. Астрономия была готова воспользоваться таким грандиозным сотрудничеством.

История темной материи неразрывно связана с некоторыми из наиболее прогрессивных умов XX в. в сфере астрономии. Эйнштейн и Хаббл также являются персонажами этой повести, хотя ее главные герои — Цвикки, Рубин и Форд. Снова стоит заметить, что к 1970-м гг. соперничество и конкуренция в космологии приняли совершенно иную форму. По сравнению с прошлыми десятилетиями, когда господа ученые спорили и сражались друг с другом в обитых плюшем залах Королевского общества или Тринити-колледжа в Кембридже, отныне участие в науке приобрело более широкий характер, в частности когда центр притяжения новых открытий постепенно переместился из континентальной Европы и Великобритании в США. На специально организованных собраниях проходили открытые дебаты, космология лишалась прежних границ и становилась глобальной. Началась демократизация астрономии. С интеллектуальной стороны астрономия из сферы, концентрирующейся на выявлении отдельных объектов и явлений, выросла в науку, которая все плотнее занималась вопросами более систематических и точных измерений. В этот момент возрастали запрос и потребность в высокоточных инструментах для проведения и дублирования наблюдений с меньшими погрешностями. Случай темной материи иллюстрирует новую важную роль, которую играло оборудование и наблюдения в стимулировании развития теории для толкования данных. Нежелание принять идею темной материи освещает многие новые измерения в научной практике, которая значительно эволюционировала с начала 1900-х гг.

В сказке «Маленький принц» Лис говорит Принцу: «Самого главного глазами не увидишь». Но человеческий интерес и влечение к невидимому появляются задолго до напечатанной в 1942 г. повести Антуана де Сент-Экзюпери. На своей ранней стадии современная наука часто приписывала необъяснимым явлениям невидимые причины. Естествоиспытатели считали невидимые факторы причиной болезней, средой для распространения световых волн и топливом для горения веществ. До разработки концепции о микроорганизмах многие полагали, что болезни вызывает попадание внутрь организма миазмов при вдыхании — в буквальном смысле вредного запаха. Одна из теорий в XVII в. указывала, что вещества способны гореть только при наличии в них огнеподобного элемента — флогистона (бытовало мнение, что предметы, которые могли гореть на воздухе, имеют высокое содержание флогистона) и что горение прекращается, когда воздух уже не способен поглощать данное вещество. Роберт Бойль, которого считают первым современным химиком, был одним из первых, кто заподозрил, что воздух представляет собой не единое вещество, а смесь многих компонентов. В своей работе 1674 г. «Подозрения относительно некоторых скрытых свойств в воздухе» (Suspicions about the Hidden Realities of the Air) он говорит, имея в виду воздух: «Едва ли в мире найдется более неоднородное тело». Его изучение и исследование роли воздуха в процессе горения и окисления в итоге привели к опровержению представления о флогистоне.

Идея невидимых эманаций находила сторонников даже в XIX в. В 1887 г. Альберт Майкельсон и Эдвард Морли провели эксперимент, который низложил подобные теории, но до тех пор многие верили, что существует вездесущая среда — эфир, благодаря которому становится возможным распространение световых волн и гравитации. В контексте корпускулярной теории света Ньютона эфир считался средой, которая способствует перемещению световых частиц от источника излучения. Это убеждение основывалось на аналогии со звуком: было известно, что звуковые волны распространяются за счет сдавливания среды (воздуха), в ходе которого сжимались и разжимались частицы воздуха, передающие вибрации, и последние, наконец, достигали наших барабанных перепонок. Наличие среды, таким образом, рассматривалось как необходимое условие распространения и световых волн — отсюда гипотеза об эфире. Если пространство наполнено эфиром, можно заметить и измерить движение Земли сквозь эфир при вращении вокруг Солнца. Майкельсон и Морли провели эксперимент для измерения такого движения. Они использовали инструмент под названием интерферометр, который в некотором роде сталкивает друг с другом два световых луча, один из которых должен проходить через предполагаемый поток эфира, другой — в перпендикулярном ему направлении. Если бы поток существовал, наблюдалось бы заметное несоответствие между отрезками времени, которые потребовались свету для прохождения двух указанных маршрутов, но Майкельсон и Морли его не обнаружили. Эфира не существовало. Это один из самых знаменитых физических экспериментов «с отрицательным результатом», за который была получена Нобелевская премия. Сегодня нам известно, что свет путешествует, как электромагнитное поле: ему не требуется среда для распространения, и быстрее всего он проходит, по сути, в полном вакууме. Тот же принцип интерференционных волн лежит в основе эксперимента LIGO (описанном в предыдущей главе), хотя упомянутые волны представляют собой гравитационные волны — колебания, возникающие в пространстве и времени при слиянии двух черных дыр. В этом случае длина двух траекторий отличалась бы, так как гравитационные волны изменили бы мерную длину в ходе эксперимента.

Благодаря разработке Эйнштейном ОТО стало ясно, что сила притяжения также не требует участия посторонних веществ — она проявляется в малом масштабе в виде аномалий вокруг обладающих массой объектов в ткани четырехмерного пространственно-временного континуума. В условиях новой и развивающейся интерпретации космоса в 1920-х и 1930-х гг. главным прорывом, как мы видели ранее, стало открытие Хабблом расширяющейся Вселенной, которое стало результатом измерения расстояний до внегалактических туманностей с помощью переменных цефеид — звезд, чьи свойства позволяли найти точные расстояния. Пока Хаббл и остальные измеряли расстояния и скорости галактик, находившихся за пределами нашей собственной Галактики, другие все еще надеялись использовать законы притяжения Ньютона — предполагалось, что они действуют во всем пространстве Вселенной, — для дальнейших шагов и определения массы этих галактик.

Для формирования репутации в научных кругах обычно требуется время, но Хаббл быстро взлетел на вершину. К началу 1940-х гг. он был в зените своей славы в сфере астрономических наблюдений, и его исследования имели непоколебимый авторитет. Между ним и Цвикки шла скрытая борьба, так как оба работали в Калифорнийском технологическом институте и соперничали за одно и то же наблюдательное оборудование. Хаббл всегда получал львиную долю ресурсов и времени работы с телескопом, что, понятное дело, не приносило радости Цвикки. Конечно, еще не были разработаны инструменты и технологии, которые бы позволили производить более точные измерения и поставили под сомнение значение постоянной Хаббла. Итак, ввиду радикальности и абстрактности предположения Цвикки о dunkle materie оно не стало поводом для пересмотра работы Хаббла. На самом деле Цвикки и сам считал свое обоснование темной материи неубедительным и сохранял некоторый скепсис — как и Хаббл в случае с расширяющейся Вселенной. Даже в 1957 г. Цвикки все еще признавал: «Не совсем ясно, как должны быть в итоге истолкованы эти невероятные результаты [наблюдений в созвездии Волосы Вероники]». Было непросто принять всерьез идею еще об одной темной, неуловимой и невидимой сущности — даже для того, кто ее и предложил. Как мы уже видели, сами авторы радикальных научных идей зачастую скрепя сердце примиряются с собственными теориями или их выводами. Далеко идущие последствия таких идей обычно являются причиной подобной борьбы.

Хотя работа, опубликованная в 1933 г., осталась без внимания астрономического сообщества, Цвикки не сдавался: он продолжил работать над своей идеей. Ученый понял, что, если в скоплениях содержится большое количество невидимой материи, она должна искривлять пространственно-временной континуум. Если бы световые лучи преодолевали в пространственно-временном континууме аномалию, вызванную гигантским притяжением скопления, они должны были бы отклониться от прямой траектории. Другими словами, скопление играло бы роль оптической линзы, отклоняя и собирая световые лучи. Цвикки называл такие массивные скопления гравитационными линзами. В работе, изданной в 1937 г., он вновь привел аргументацию существования темной материи, измеряя отклонение света около скоплений и отмечая, что это явление — неизбежное следствие большого количества темной материи в скоплениях, но оборудование того времени было не способно его выявить.

Учитывая отсутствие соответствующих инструментов, гипотеза Цвикки не привлекала значительного внимания до конца 1960-х гг. В ту пору произошел новый всплеск интереса к его работе, а также имели место новые шаги астрономов Сьюра Рефсдаля, Рамеша Нараяна и Роджера Блэндфорда в предсказании отклонения света. Они показали, что при некоторых обстоятельствах эффекты линзирования могут принимать максимальное значение и, следовательно, их становится проще выявить. Они обнаружили, что, когда галактики на заднем фоне идеально выстраиваются в линию позади массивных скоплений, излучаемый ими свет в отдельных случаях значительно растягивается в виде длинных дуг — настолько, что иногда они разбиваются на две части. При таком расщеплении светового луча получаются два увеличенных изображения одной и той же галактики, расположенной на заднем фоне. В зависимости от расположения возможно и большее число копий виртуального изображения фоновой галактики. Например, на сделанном с помощью «Хаббла» снимке очень массивного скопления CL0024+16, которое играет роль линзы, одна и та же фоновая галактика видна в пяти местах! Нам известно, что это изображения одного объекта, а не просто астрономические двойники, так как мы измеряем их спектр, их уникальный химический отпечаток. Спектр всех пяти изображений абсолютно идентичен.

Другая примечательная черта подобных множественных изображений заключается в следующем: некоторые из них могут значительно растягиваться, так что обычная фоновая галактика овальной формы получит искаженную проекцию в виде многочисленных копий, часть из которых будут деформированы в достаточно вытянутые эллипсы или дуги. Получившиеся при сильном линзировании колоссальные дуги в соответствии с теоретическими прогнозами сегодня систематически встречаются на изображениях скоплений с высоким угловым разрешением. В случаях, когда расположение фоновой галактики и скопления не столь идеально, лучи света получают совсем небольшую кривизну, которая приводит к мягкому растягиванию — «слабому линзированию». Когда в 1987 г. астрономы Женевьева Сукай и Бернард Форт с помощью расположенного на Гавайях телескопа CFHT (Canada — France — Hawaii Telescope) заметили сильно вытянутую дугу в скоплении Abell 370, они знали, что, если ее спектр не соответствует спектру других копий той же галактики, они не смогут убедить кого-либо в том, что речь идет о реальном гравитационном линзировании. Изучив спектр и выяснив, что он идентичен спектру менее искривленных копий, ученые смогли доказать, что обнаружили гравитационное линзирование. Усовершенствованная оптика телескопов в конце концов доказала правоту Цвикки.

С тех пор мощный космический телескоп «Хаббл» позволил обнаружить множество других случаев гравитационного линзирования галактик. Отслеживая траекторию световых лучей, мы сегодня можем воссоздать в подробностях распределение невидимой материи в скоплениях, которое является причиной отклонения световых потоков. Однако линзирующие скопления встречаются не так часто; большая часть ночного неба предстает перед нами в неискаженном виде и передает истинную форму галактик. Неискаженные формы становятся основой, позволяющей определить мощность линзирования под воздействием отдельных участков, усеянных скоплениями галактик. Мне приходилось заниматься нанесением на карту участков темной материи в скоплениях, которые производят подобные линзовые эффекты. При наличии данных о нескольких линзирующих скоплениях, которые были собраны с помощью «Хаббла», моя работа и работа многих других ученых в данной области позволила обнаружить, что темная материя воздействует на скопления как в большом, так и в малом масштабе. По сути именно скопление темной материи отвечает за упомянутые линзовые эффекты, так как масса видимых звезд в галактиках в рамках скоплений незначительна для создания наблюдаемых искажений такой силы. Создавая карты темной материи внутри скоплений, мы обнаруживаем, что она состоит из двух видов: гладкой и размытой или комковатой, что может быть связано с галактиками в скоплении, которые удерживаются вместе за счет гравитации.

Линзирование представляет собой повсеместное явление — в том смысле, что любая масса вызывает отклонение в траектории светового луча из-за выемок и желобов, которые масса отпечатывает на ткани пространства-времени. Чем массивнее линза, тем мощнее ее искривляющее воздействие и тем оно заметнее. Гравитационное линзирование предлагает уникальный и независимый инструмент для измерения важных свойств нашей Вселенной, и, как мы увидим в следующей главе, оно может даже оказаться полезным для исследования природы еще одного невидимого и таинственного ее компонента — темной энергии.

Было еще несколько неудачных попыток возврата к идее о темной материи, прежде чем ее стали воспринимать всерьез. В действительности регулярно выдвигались гипотезы о темной материи, которые затем игнорировались и отбраковывались, пока не появлялись новые наблюдения, нуждающиеся в данной теории в качестве обоснования. Удивительно, но большая часть таких попыток были независимыми и совершались без знания о предыдущей работе. Такое постоянное перерождение концепции темной материи, за которым следовали отрицание и забвение, типично для жизненного цикла крайне радикальных научных идей.

Следующая важная веха в нашей истории обязана своим появлением наблюдениям на меньших масштабах, на уровне отдельных галактик, которые к 1930-м гг. были изучены куда лучше, чем скопления, и, согласно наблюдениям, были более многочисленными во Вселенной. В 1940 г. авторитетный голландский астроном Ян Оорт после детального изучения спиральной галактики заявил, что «распределение массы в этой системе, судя по всему, не имеет почти никакого отношения к распределению ее света». И снова это было смелым утверждением, так как не имелось причин верить в существование каких-либо других объектов, помимо видимых звезд, в качестве составляющих элементов галактик. Соотношение массы и света Хаббла все еще не подвергалось сомнению.

Следующее возрождение идеи имело место в 1959 г. благодаря наблюдениям в ближнем к нам районе космоса, когда астрономы Франц Даниэль Кан и Лодевейк Волтьер вывели массу нашей Галактики и ее ближайшего соседа — галактики Андромеды. Они обнаружили, что, в отличие от любой другой галактики Вселенной, Андромеда движется в сторону Млечного Пути, и это, по их мнению, означало, что в дело вступает притяжение некой незримой массы. Так как можно было осуществить расчеты для всех видимых звезд, они заявили, что большая часть массы должна присутствовать в незримом виде. И снова они не вывели никакой взаимосвязи с ранее представленным утверждением Цвикки о точно таком же компоненте в скоплении галактик в созвездии Волосы Вероники. На самом деле Кан и Волтьер, судя по всему, были совершенно не в курсе предыдущих трудов Цвикки и Смита на тему невидимой массы в соседних скоплениях галактик, так как они не цитировали их статьи в своей работе. Тем временем Цвикки упорно двигался вперед, мало-помалу занимаясь исследованием менее отдаленных скоплений галактик для того, чтобы проверить, действительно ли эти структуры находятся в равновесии, так как потребность в темной материи всецело зависела от данного утверждения. Несмотря на тщательную разработку этого направления, он, на первый взгляд, забросил свою идею о недостающей массе и поиски dunkle materie. Тем не менее астрономам понадобилось много времени, чтобы понять, что один и тот же темный невидимый компонент может объяснить механизмы, выявленные у объектов, которые относятся к разным физическим уровням, — скоплений и галактик. Через 30 с небольшим лет после самой первой гипотезы, которую выдвинул Цвикки в 1933 г., они начали открывать огромное количество темных компактных астрофизических объектов, а именно нейтронные звезды и черные дыры, которые не излучают свет в отличие от звезд. Могут ли и галактики, и скопления содержать обилие таких объектов? Может быть, эти объекты и есть темная материя? С течением времени исследователи рассматривали данное предположение, но в итоге опровергли вариант, при котором упомянутые объекты могли бы являться темной материей.

После непродолжительных исследований, проведенных Каном и Волтьером, тема темной материи надолго выпала из поля зрения ученых. Если мы хотим понять, почему она на протяжении столь длительного времени оставалась без внимания и была сброшена со счетов, стоит взглянуть пристальнее на ключевого героя — Цвикки. В 1922 г. он окончил докторантуру в Швейцарской высшей технической школе Цюриха, занимаясь ионными кристаллами, а вовсе не астрономией. Затем в течение трех лет продолжал исследования в родном университете, после чего уехал в США. В этот переломный момент американская наука имела в высшей степени международный характер, страна привлекала амбициозных европейских ученых. Появлялись благотворительные программы, которые способствовали набору молодых талантливых ученых из-за рубежа. Программа аспирантуры Международного учебно-методического совета при фонде Рокфеллера была одной из первых. Она функционировала в период с 1924 по 1930 г. и охватила 135 европейских физиков. Затем последовала эмиграция около 800 ученых — большинство из них были евреями — в поисках убежища от нацистов. Цвикки попал в первую волну эмигрантов и стал участником программы аспирантуры Рокфеллера. В 1925 г. в возрасте 27 лет он поступил в Калифорнийский технологический институт (Калтех) для работы с Робертом Милликаном, занятым в сфере экспериментальной физики. Цвикки прибыл в благоприятное время. Полным ходом шли новаторские исследования Хаббла, началось планирование 5-метрового телескопа нового поколения на горе Паломар.

Вскоре эксклюзивный доступ к самому крупному в мире телескопу (телескоп Паломарской обсерватории превосходил телескоп в Маунт-Вилсон) побудил Цвикки и некоторых других ученых сместить фокус внимания на астрономию и астрофизику. Смена деятельности для Цвикки оказалась решением умным и плодотворным с точки зрения науки. Как иностранец он предлагал свежий взгляд и стал инициатором многих творческих проектов. Но при этом был крайне вспыльчивым, конфликтным и самоуверенным человеком с резким и пренебрежительным отношением к окружающим, что раздражало его коллег. Цвикки получил образование в совершенно другой, более иерархической академической культуре по сравнению с той, в которой ныне пребывал. Многие с трудом могли переносить его чувство собственной значимости, хотя он имел и почитателей. Тем не менее в 1974 г. коллеги воздали ему хвалу: «Цвикки обладал тем неотъемлемым сопутствующим фактором величия — способностью вызывать в других сильнейший позитивный или негативный отклик… Те, кто видит дальше или глубже, не внушают восхищения всем без исключения».

Высокомерие и бестактные манеры Цвикки, по-видимому, негативно влияли на внимание к его работе. Он был переполнен идеями; многие были ошибочны, но некоторые оказались верными. Среди них были и те, которые остались незамеченными. В «Одиноких сердцах космоса» Деннис Овербай описывает недостаток доверия по отношению к Цвикки со стороны научного сообщества: «[У него] было так много идей, что отделить хорошие от бессмысленных было почти невозможной задачей для других астрономов».

Как мы уже видели, личности ученых зачастую сильно влияют на отношение остальной части сообщества к их работе независимо от ее значения. Культура преклонения перед авторитетами и коллективное признание гения часто становятся причиной, по которой коллеги позволяют блестящим ученым игнорировать социально приемлемый кодекс поведения. Таким образом, тот, кто считается гением, часто получает поблажку, и почти все смотрят сквозь пальцы на его агрессивное и бесцеремонное поведение. Цвикки был одним из тех ученых, которым не предоставили подобный иммунитет. Следовательно, с учетом вспыльчивого темперамента, его гипотеза относительно темной материи канула в забвение на долгий срок.

Впрочем, игнорировать ее вечно ученые не могли. В 1970 г. Рубин и Форд начали совместную работу в области динамики галактик в рамках скромной астрономической программы Института Карнеги в Вашингтоне, штат Колумбия. Рубин — хрупкая, тихая и целеустремленная женщина — один из наиболее известных астрономов нашего времени. Она не была из числа тех, кто стремится к спорам и дискуссиям, поэтому Рубин и Форд отложили отчет о своих научных изысканиях, которые предполагали потребность в большом количестве невидимой массы в спиральных галактиках, являющихся предметом их изучения. Они осторожно опубликовали свои работы, в которых сообщили о странных данных, и предложили множество разных толкований, явно обходя стороной интерпретацию с участием темной материи. Рубин и Форд завершили работу 1973 г., написанную совместно с Джудит Рубин (дочерью Веры Рубин), предложением, явно отвлекающим внимание от ключевого аспекта их исследования: «Очевидно, мы еще не закончили с этим вопросом». Рубин и Форд не учитывали связь между своими находками в отдаленных спиральных галактиках и результатами исследования спиральных галактик на нашем собственном «заднем дворе» — в Млечном Пути и галактике Андромеды, о которых писали Кан и Волтьер в 1959 г. Складывается впечатление, что ученые, по-видимому, были не в курсе более ранних трудов на тему темной материи. Выводы Цвикки относительно скоплений галактик им были неизвестны.

Будучи женщиной, Рубин вошла в астрономические исследования необычным образом. В 1950 г. она поступила в магистратуру Корнеллского университета, чтобы быть рядом с супругом, который обучался там в докторантуре. Проект магистерской диссертации Рубин включал поиск любых систематичных движений в рамках галактик; в частности, она искала вращения. Мотивацией для ее работы было исключительно любопытство, так как отсутствовала какая-либо теоретическая база для понимания, вращаются галактики или нет. В некотором роде ее пребывание, далекое от центра профессиональной сферы, предоставило свободу поднимать новаторские вопросы, которые, возможно, не поощрялись бы в Принстоне, Гарварде или Калифорнийском институте (в то время традиционные форпосты астрономии). В 1950 г. она представила свои результаты на собрании Американского астрономического общества в Хаверфорде, штат Пенсильвания. В 1996 г. в интервью Американскому институту физики Рубин подробно рассказала, что всего несколькими неделями ранее родила своего первого ребенка, и, пребывая в нервном состоянии, вошла в помещение, не зная никого из собравшихся в нем корифеев. Ее доклад назывался достаточно громко — «Вращение Вселенной», но этот вариант был выбран по причине наивности, а не из высокомерия. Ответная реакция была крайне враждебной, и общий тон комментариев подразумевал, что никто просто не способен осуществить то, на что она посягнула. Но среди всего этого скептицизма Рубин четко помнит одного вежливого мужчину с сильным немецким акцентом, мягко приободрившего ее, сказав, «что это интересная задумка: данные, возможно, не так хороши, но для первого шага это неплохая идея». Человеком, оказавшим ей эту ненавязчивую поддержку, которая помогла ей «почувствовать себя не до конца раздавленной», был не кто иной, как Мартин Шварцшильд, эксперт в области динамики Вселенной и один из первооткрывателей вычислительной астрофизики, работавший над Манхэттенским проектом. Он также был сыном Карла Шварцшильда, с которым мы бегло встречались в главе 3: автор математического решения уравнения Эйнштейна, относящегося к черной дыре.

И хотя Рубин переименовала свою работу в более скромное «Вращение метагалактики», ее отклонили и Astrophysical Journal, и Astronomical Journal. Она припоминает, что возражения против ее работы отчасти заключались в убежденности астрономов в том, что представление о крупномасштабных движениях внутри галактик выглядело довольно смехотворно. Было сложно увязать подобные внутренние механизмы с общим расширением Вселенной. Несмотря на неудачу, она переехала в Джорджтаунский университет и продолжила свой дипломный проект под руководством одного из отцов-основателей модели Большого взрыва Георгия Гамова. Рубин забросила работу, посвященную крупномасштабным движениям и вращению, отчасти из-за того, что все это основывалось в первую очередь на наблюдениях. К тому моменту у нее было двое маленьких детей, и она не считала возможным браться за сложный проект, который бы требовал частых поездок в отдаленные обсерватории. Кроме того, после дискуссии, которую вызвала ее магистерская диссертация, Рубин знала, что ей не нравится быть в центре бури. Поэтому она решила пойти в совершенно другом направлении, попытавшись понять, есть ли какие-то закономерности в распределении галактик на небе.

К моменту, когда Рубин получила докторскую степень и работала в Институте Карнеги, она снова изучала движение звезд в галактиках, объединив силы с коллегой Кентом Фордом, который построил уникальный инструмент — самый чувствительный спектрограф того времени. Этот инструмент они использовали для изучения звездного света многих компонентов спиральных галактик. Рубин и Форд изучали свет плотных сердцевин и более разреженных окраин таких галактик. Звезды, которые формируют диск спиральной галактики, вращаются по орбите вокруг центра. Если диск хотя бы немного наклонен относительно нашего местоположения, его звезды с одной стороны движутся в нашем направлении, а с другой — в противоположном. Как было описано ранее, когда источник света перемещается в нашу сторону, мы видим понижение длины волны его света, что приводит к смещению в синий диапазон видимого спектра. Точно так же длина волны света от звезд, которые перемещаются в противоположном от нас направлении, изменяется в сторону красного диапазона спектра.

Это смещение длины световых (или звуковых) волн, известное как эффект Доплера, возникает из-за перемещения источника относительно наблюдателя. Рубин и Форд измерили сдвиги по Доплеру в рамках дисков нескольких спиральных галактик и с помощью этих данных рассчитали орбитальные скорости звезд в различных точках внутри таких галактик. Они начертили график скоростей звезд относительно расстояния до центра галактики. Это напоминает составленный Хабблом график движения галактик относительно расстояния от них до Земли, разве что Рубин и Форд сконцентрировались на движении звезд, которые удерживались внутри отдельных галактик за счет притяжения.

Итог их работы оказался весьма необычным и неожиданным. Чтобы понять, что в нем было такого странного, давайте сначала посмотрим на более близкий к нам участок космоса — на движение планет вокруг Солнца. В нашей Солнечной системе, где господствует притяжение Солнца, внутренние планеты перемещаются на своих орбитах быстрее, чем внешние. Чем дальше от Солнца с его самой высокой концентрацией массы в Солнечной системе, тем медленнее движется планета, которой требуется заметно больше времени на полный оборот. Это происходит из-за того, что воздействующая со стороны Солнца сила притяжения становится слабее при увеличении расстояния, поэтому внешние планеты испытывают на себе сильно уменьшенное притяжение. Например, сила притяжения в точке, которая располагается в два раза дальше от Солнца, слабее в четыре раза. И не только размер орбиты, но и замедленное движение увеличивает время, которое требуется планете для завершения одного круга. Меркурий, например, оборачивается вокруг Солнца за 88 земных суток, Сатурну потребуется 29 лет, чтобы совершить один полный оборот, а у Плутона на это уйдет примерно 250 лет. Рассматривая подобные взаимоотношения в спиральных галактиках, Рубин и Форд обнаружили нечто совершенно противоположное — скорости звезд, судя по всему, были тем выше, чем дальше от центра они располагались. Также похоже, что они в какой-то момент достигают пикового значения скорости, которая уже не меняется. Это стало крайне странным открытием, которое противоречило ожиданиям, если опираться на законы Ньютона, утверждавшие, что именно видимые звезды обеспечивают гравитацию. Существовало только одно возможное объяснение: на окраинах галактик присутствует значительное количество некой незримой массы, которая не излучает свет и, таким образом, не имеет отношения к гравитации, вычисленной на основании наблюдаемого звездного света. Фактически некоторый таинственный компонент, видимо, поддерживал движение звезд с одинаковой скоростью во внешних областях галактик. И снова значение отношения массы к свету было ключевым для данной интерпретации. Как мы ранее отметили, это число зависит от значения постоянной Хаббла, которая благодаря большему количеству данных и более точным измерениям была пересмотрена с момента первой гипотезы Цвикки относительно темной материи. Тем не менее обновленная информация все еще не отменяла потребность в темной материи. В конце концов данная идея заняла свое место.

В 1975 г. Мортон Робертс и Роберт Вайтхерст продолжили работу Рубин и Форда, измерив скорость газа во внешних частях галактик — районах, где звезды встречаются куда реже. Исследовав соотношение между расстоянием и скоростью газа за пределами участка с видимыми звездами, они обнаружили, что скорости остаются постоянными и по-прежнему присутствует воздействие потенциальной невидимой массы на окраине галактик. Эти результаты, которые имели смысл только при наличии огромного количества невидимой массы, на конференциях и встречах были подвергнуты сомнению и восприняты со скептицизмом.

Среди астрономов разразились яростные дебаты и шли многочисленные дискуссии на тему распределения невидимой темной материи в данных галактиках. Несмотря на единогласие между Рубин, Фордом, Робертсом и Вайтхерстом по вопросу существования незримой материи, они все еще не никак не связывали свою работу с ранними трудами Цвикки и Смита на тему темной материи в Млечном Пути и галактике Андромеды. В итоге теория способствовала появлению взаимосвязей между наблюдениями.

В 1973 г. Джереми Острайкер и Джеймс Пиблс, молодые теоретики из Принстона, которые занимались близким теоретическим вопросом стабильности галактик и их звездных дисков, предположили, что темная материя могла бы играть важную роль в удержании галактик во Вселенной. Интересно заметить, что в своей работе они не ссылались ни на одну из работ, связанных с наблюдениями, и она действительно появилась как независимые теоретические расчеты, которые заканчиваются выводом о том, что «массы нашей Галактики и других спиральных галактик могут быть значительно больше их наблюдаемых дисков».

В следующем году Острайкер, Пиблс и Амос Яхиль опубликовали работу на тему распределения массы в галактиках от центра к внешней части, которая убедила большую часть сообщества в реальности недостающей массы и, помимо этого, в том, что она играет важнейшую роль в удержании галактик. Их исследования показывают, что протяженное распределение невидимой материи, получившей теперь название гало темной материи, надежно удерживает звезды в галактиках. Острайкер, Пиблс и Яхиль сделали вывод о том, что на окраинах нашего Млечного Пути и других спиральных галактик присутствует значительная масса. Первоначально не все приняли идею о вездесущей темной материи, и некоторые критики утверждали, что другие факторы тоже могут удерживать галактики в стабильном состоянии. Допустим, «выпуклость» — избыток звезд во внутренней области. Притяжение такой выпуклости, как заявляли они, будет достаточным для скрепления галактик, и фактически наличие гало темной материи подавляло бы образование спиральных структур в галактиках. Сегодня наблюдения предоставляют надежное обоснование выводов Острайкера, Пиблса и Яхиля, согласно которым невидимая масса не только простирается до внешних районов галактик, но и играет значительную роль во всей Вселенной.

Также астрономам понадобилось время, чтобы осознать, что недостающая масса, необходимая для объяснения механизмов движения в галактиках, — это та же самая недостающая материя, которая должна обосновывать движение галактик в скоплениях и производимое ими отклонение света. В 1961 г. советский астроном из Ереванской обсерватории Виктор Амбарцумян первым предположил существование связи между этими структурами, а именно что невидимая материя, наличие которой в скоплениях предполагал Цвикки, и ее аналог в спиральных галактиках, скорее всего, представляют собой одно и то же. Идею, связавшую удивительные наблюдения, признавать не спешили. Фактически первая конференция, целиком посвященная темной материи, состоялась в СССР в Таллине (Эстония) только в январе 1975 г. Тем не менее эта конференция была отмечена множеством оживленных дебатов не о наличии или отсутствии надежных наблюдений, а скорее на тему потенциальных кандидатов на роль темной материи, и среди них нашлось несколько правдоподобных вариантов: ионизированный газ, тусклые звезды и коллапсировавшие объекты, такие как нейтронные звезды и черные дыры. Наконец, обсуждение сосредоточилось на кандидатах, которые могли бы представлять собой темную материю в галактиках и скоплениях. Помимо очевидных — не излучавших свет, как, например, черные дыры, — участники конференции рассмотрели куда более экзотические предположения: возможно, невидимая материя состояла из частиц, которые фундаментально отличаются от частиц, входящих в состав обычной материи. Как только к концу 1970-х гг. ученые согласились, что вопросы темной материи в галактиках и скоплениях сводятся к одному и тому же — она вполне реальна, — стало ясно, что темная материя может играть значительную роль в галактиках любого типа во всей Вселенной. Теоретические расчеты процесса, в ходе которого масса во Вселенной скапливается и группируется, формируя структуры, подобные галактикам, предполагают, что частицам темной материи свойственно холодное состояние, иными словами, они характеризуются медленным и достаточно пассивным движением. Таким образом, мы постепенно признали существование невидимого малоподвижного, но вездесущего элемента — холодной темной материи.

Опубликованная в 1984 г. в журнале Nature работа под редакцией Джорджа Блументаля, Сандры Фабер, Джоэла Примака и Мартина Риса задает рамки, в которых формируются галактики и скопления во Вселенной, где царствует холодная темная материя. Примерно в то же время благодаря рентгеновским исследованиям стало понятно, что в эллиптических галактиках также присутствует дефицит массы. Растущее число эмпирических доказательств отлично дополнило ранние числовые модели, в которых темная материя присутствовала в виде механизма, стимулирующего формирование всех конструктивных компонентов Вселенной — спиральных, эллиптических структур и скоплений. Но, понимая, на что способна темная материя, ученые не имели ни малейшего представления о том, чем же она все-таки является. Они рассматривали различные версии — от компактных объектов, как, например, черные дыры, коричневые карлики (звезды, которые не загорелись, имеющие массу, но не излучающие свет) и белые карлики, до газа. В кастинге на эту роль участвовали даже нейтрино — призрачные частицы, которые едва ли взаимодействуют с большей частью материи. Впрочем, в 1983 г. компьютерные модели, разработанные для проверки теории о нейтрино в роли темной материи, не смогли воспроизвести наблюдаемые свойства галактик. Так, один за другим кандидаты на роль темной материи подвергались проверке и в конце концов отбрасывались в сторону. Несколько успешных вариантов пережили этот этап и все еще конкурируют друг с другом, но частица темной материи по-прежнему остается неуловимой. В обзорной статье для Science, написанной в 1983 г., Рубин, вспоминая о своей работе, посвященной кривым вращения спиральных галактик, отметила: «Астрономы могут относиться к своим задачам с толикой веселья, признавая, что они занимаются только 5–10 % Вселенной, которые излучают свет». Или темная материя и правда состоит из экзовещества, не похожего на обычную материю, или астрономы должны пересмотреть ньютоновские законы движения. Непоколебимая вера в то, что законы Ньютона распространяются на отдельные галактики, создала условия для гипотезы темной материи и, следовательно, позволила ей играть более заметную роль во Вселенной. Но если бы астрономы оспорили законы Ньютона? Что, если бы в случае темной материи они просто заявили, что классические законы гравитации не обязаны распространяться на огромные космические расстояния? В конце концов, уже был прецедент — Эйнштейн опроверг выводы Ньютона, когда речь зашла о природе гравитации.

Не так легко отбросить целые теории. Новые наблюдения, которые не умещаются в рамки существующей парадигмы, чаще всего ведут к изменению мировоззрения, но не меняют его радикальным образом. Так действует «нормальная наука», как указал в своей книге «Структура научных революций» (The Structure of Scientific Revolutions) историк и философ науки Томас Кун.

Взглянем на пример английского астронома сэра Уильяма Гершеля с телескопом его собственного изготовления. Открыв планету Уран 13 марта 1781 г., он отодвинул известные границы Солнечной системы за пределы классических планет благодаря своему наблюдению. К 1846 г. Уран почти завершил полное обращение по орбите с того момента, когда Гершель произвел первое наблюдение. Астрономы, отслеживая его орбиту, обнаружили противоречия, которые не могла объяснить ньютоновская теория гравитации. Появились мысли: либо Ньютон ошибся, либо его законы движения нуждаются в правке. Взяв за исходную точку наблюдаемые аномалии, французский астроном Урбен Леверье предположил, что на движение Урана влияет невидимая планета, скрывающаяся за ним, и рассчитал, где должна находиться такая планета. Его прогнозы подтвердились, когда 23 сентября 1846 г. Иоганн Готфрид Галле и Генрих Луи д’Арре обнаружили Нептун. Британский астроном Джон Коуч Адамс также был на правильном пути и сделал независимое предсказание. Тем не менее его опередил Леверье, который первым сообщил об обнаружении Нептуна. Законы Ньютона остались неизменными.

Впрочем, и Меркурий, казалось, отступал от законов Ньютона. На основании предыдущего своего успеха Леверье предположил, что, может быть, имеется еще одна тайная планета, из-за которой у Меркурия такая странная орбита. Длительные и безуспешные поиски даже привели к ложным заявлениям об обнаружении такой невидимой планеты, получившей название Вулкан. Но подобной планеты не существует. Наконец, это был тот случай, когда пришлось кардинально пересмотреть ньютоновские законы. В 1916 г. в работе под заголовком «Основы общей теории относительности» (The Foundation of the General Theory of Relativity) Эйнштейн воспользовался своей новой теорией для точного прогноза прецессии орбиты Меркурия. Как мы увидели в предыдущих двух главах, его теория относительности, опубликованная в 1915 и 1916 гг., вытеснила ньютоновскую теорию гравитации.

Как и в случае с Ньютоном и Эйнштейном, иногда, когда наблюдения не укладываются в существующую теорию, они становятся предвестниками совершенно новых теорий, но чаще всего просто подчеркивают оставшиеся без внимания или неполные компоненты устоявшейся модели. Подавляющее большинство современных астрономов признают существование темной материи, и, хотя мы до сих пор и не выявили частицу, ответственную за существование подобной субстанции, есть исчерпывающие свидетельства со стороны астрономических наблюдений за движением галактик и отклонением света в скоплениях. Те, кто признает темную материю, исходят из подтверждающих ее наличие многих независимых серий косвенных доказательств. Кроме того, моделирование процесса рождения галактик и скоплений показывает переплетения темной материи, пронизывающие нашу Вселенную, и там, где эти нити пересекаются, формируются галактики.

С другой стороны, небольшую группу физиков сопротивление идее о темной материи заставило подвергнуть сомнениям базовые законы гравитации. Арриго Финци предположил такую возможность в 1963 г. в своей работе, опубликованной в Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Он пересмотрел наблюдения Цвикки, посвященные движению галактик в скоплениях, и попытался объяснить их, исходя из нового закона гравитации, предполагающего более сильное притяжение на больших расстояниях вместо слабого по силе воздействия, которое предполагают ньютоновские законы. В своих работах Финци отбросил невидимое: «Если принять идеи, предложенные в данной работе, нет никакой особенной причины подозревать наличие крайне большого количества невидимой материи». В завершение он привел вывод о том, что в ближайшем будущем собранные данные смогут урегулировать вопрос материи.

Идея, предложенная Финци, требует от нас понимания, как работает ньютоновская гравитация. Согласно теории Ньютона, сила гравитационного притяжения уменьшается с расстоянием. Чем дальше находятся массы друг от друга, тем слабее сила их взаимного притяжения. В этой форме закон отлично действует в нашей обычной жизни на Земле, а с небольшими поправками на основании ОТО Эйнштейна продолжает работать и в рамках Солнечной системы. Но что, если мы углубимся в космос?

Физики Яаков Бекенштейн и Мордехай Милгром под впечатлением от работы Финци задумались: а что, если бы в космических масштабах гравитация могла выглядеть по-другому, в условиях, где спровоцированные гравитацией ускорения крайне малы? Они предложили теорию, которая изменяет законы гравитации при подобных параметрах, и назвали ее модифицированной ньютоновской динамикой (MOND).

Несмотря на новые надежные доказательства существования огромной массы темной материи, все зависит от интерпретации данных, так как пока не обнаружены частицы темной материи. Согласно MOND, когда ускорение вследствие гравитации падает ниже определенного значения, сила притяжения перестает уменьшаться и начинает расти. В случае звезд, вращающихся в галактике, ускорение и расстояние от центра галактики взаимосвязаны и гравитация действует по-другому и куда сильнее, чем предполагают законы Ньютона. Согласно наблюдениям, на окраинах галактики звезды вращаются вокруг галактического центра с той же скоростью, что и более близкие к нему звезды. В соответствии с данными наблюдений теория MOND успешно объясняет движение звезд в галактиках и весьма эффективна в случае тусклых галактик, но она никак не работает для скоплений, где впервые появилась потребность в темной материи для объяснения результатов наблюдений.

Единственный пункт, в котором MOND с треском провалилась, — это разъяснение наблюдаемых и подтвержденных эффектов отклонения световых лучей около скоплений. Даже если ньютоновские законы и были изменены, необходимо придерживаться ОТО Эйнштейна, ведь мы можем наблюдать эффект гравитационной линзы. Нам нужна масса — хотя бы исходя из общей относительности, — которая бы искривляла пространство и воздействовала на траектории световых лучей. Чтобы объяснить отклонение света, которое наблюдается у скоплений, нам нужно большое количество невидимой массы. В теории MOND, как выяснилось, также придется задействовать невидимый дополнительный компонент массы, чтобы обосновать линзирование, и некоторые исследователи вновь привлекли на роль темной материи в скоплениях крошечные частицы — нейтрино. Такое препятствие — неспособность соответствовать наблюдаемым данным линзирования без привлечения нейтрино — снижает убедительность и привлекательность MOND. Изменив гравитацию, эта теория освобождается от необходимости в темной материи в рамках галактик, но не может обойтись без нее в скоплениях. В настоящее время господствует теория холодной темной материи. Данные «Хаббла» показали, что во Вселенной достаточно распространено линзирование вблизи галактик и скоплений и все существующие наблюдения полностью соответствуют теоретическим прогнозам относительно скопления и распространения темной материи.

MOND не в силах повторить все впечатляющие успехи, которыми отметилась теория холодной темной материи. Ключевой ее недостаток состоит в том, что она не является действительно всеобъемлющей теорией подобно теориям Ньютона и Эйнштейна; при этом она не выдвигает каких-либо базовых физических оснований для предполагаемого изменения гравитации, ее цель лишь в том, чтобы соответствовать эмпирическим данным. Также малоправдоподобным остается шанс на более глубокую базовую поддержку теории, которая дала бы нам изменение гравитации, предполагаемое MOND. Если бы такая теория существовала, она должна была бы объяснить все существующие наблюдения, все функции темной материи — формирование структуры Вселенной, расширение Вселенной и отклонение света — и создать новые доступные для проверки предположения для замещения гипотезы о темной материи.

Когда речь заходит о любой новой теории, которой предстоит заменить старую, эта теория должна объяснять все существующие данные и выдвигать дополнительные прогнозы, которые мы можем подтвердить с помощью наблюдений. Чтобы две конкурирующие теории могли всерьез соперничать друг с другом, они должны обосновывать существующие данные и генерировать доказуемые прогнозы. Поэтому, хотя MOND пока еще не является по-настоящему жизнеспособной альтернативной теорией, в ней можно увидеть окошко для альтернативной теории гравитации. MOND предоставляет действующее и активное поле для исследований, хотя над ее проверкой работает лишь горстка астрономов и есть небольшое число теоретиков, которые пытаются усовершенствовать формулы. Несмотря на вышесказанное, можно ждать очень горячих споров на тему MOND против холодной темной материи. Теория холодной темной материи имеет огромный потенциал, но есть и пробелы — случаи, когда она не до конца соответствует наблюдениям. Некоторые шероховатости между этой теорией и эмпирикой можно заметить в примере, когда барионы (обычные атомы) сталкиваются вблизи частиц темной материи, как, например, в самых удаленных районах галактик. В центре галактик, где звезды теснятся друг к другу и барионы превышают количество частиц темной материи, модель холодной темной материи не в состоянии корректно обосновать наблюдаемые свойства. Разделение функций темной материи и обычных атомов в таких перенаселенных космических уголках стало вызовом и для наблюдателей, и для численного моделирования.

Выходит, вся Вселенная кишит темной материей, космической паутиной с четкой нитевидной структурой, которая пронизывает межгалактическое пространство. Сегодня у нас есть точные карты темной материи, полученные на основании наблюдений гравитационного линзирования. Самые последние карты, характеризующиеся высокой надежностью, созданные моей исследовательской группой на базе данных о линзировании в скоплении, предоставленных проектом Frontier Fields, выявили наличие объекта, который представляет собой кольцо из темной материи вокруг крохотных галактик-карликов внутри скоплений, расположенных на расстоянии в 5 млрд световых лет от нас. Отклонение света позволило нам измерить количество темной материи, связанной с самыми маленькими кластерными галактиками во Вселенной. И, судя по всему, темная материя существует во Вселенной в разных масштабах. Все же стоит спросить, действительно ли природа гравитации не меняется на космических расстояниях и почему это происходит. Продуктивнее всего было бы, конечно, найти гипотетическую частицу темной материи — недостающее тело на месте преступления. Если говорить о рассматриваемых вариантах, мы изучили целый диапазон — от обычной материи в виде планет, тусклых звезд и черных дыр до экзотических частиц. Специалисты по космологии упоминают всю совокупность вариантов обычной материи как массивные компактные объекты гало (MACHOs). Сейчас теория говорит нам, что если бы темная материя не отличалась от обычных атомов и частиц, то тогда всей имеющейся материи было бы все же недостаточно. Мы можем рассчитать, сколько обычных атомов было создано при Большом взрыве, и наблюдения за оставшимся излучением подтверждают это число. Если взглянуть на сумму массы во Вселенной, становится понятно, что нам нужна своего рода экзочастица, созданная на ранних этапах развития Вселенной, которая отличается от обычной материи и отвечает за всю предполагаемую темную материю. Конечно, такие частицы по определению было бы трудно отследить, так как они достаточно пассивны и едва ли взаимодействуют с обычной материей. Такие слабовзаимодействующие массивные частицы (получившие от космологов наименование WIMPs) с легкостью пройдут прямо сквозь ваше тело. В настоящее время проводятся многочисленные эксперименты с целью непосредственного обнаружения частиц темной материи — WIMP, — которые блуждают неподалеку от Земли, однако пока эта загадочная вездесущая частица ускользает от ученых.

Разъяснение роли темной материи во Вселенной обозначает начало новой главы в космологии. В последние 60 лет научная практика постепенно развивалась, что требовало командной работы и арсенала новых приборов. Сегодня мощные компьютеры с высокими графическими характеристиками позволяют нам проследить развитие Вселенной и визуализировать данный процесс, что обеспечивает возможность прямого сравнения с астрономическими наблюдениями. Одно из ключевых ограничений для нас как для космологов заключается в том, что мы, в отличие от других ученых, не можем осуществлять контролируемые эксперименты. Что обнаружили, то и получили. Космология, изначально основанная на абстрактных теориях, сегодня получила статус уважаемой науки, так как цифровые модели стали своеобразным аналогом экспериментов. К 1980-м гг. в космологии сформировалось три метода исследования, три независимых подхода, имеющие важнейшее значение для генерирования новых знаний и проверки новых идей, — теория, наблюдение и компьютерное моделирование. Благодаря стремительному развитию технологии и вычислительной техники сегодня мы можем создать подробные космологические модели, вышедшие за границы своей первоначальной функции — подтверждение наблюдений, — и направлять науку к тем вопросам, которые находятся у переднего края исследований. Эта перемена произошла благодаря генерирующей способности моделирования, которое из довольно ограниченного способа проверки идей выросло в мощный метод формирования нового знания. Сегодня модели позволяют взглянуть на астрофизические процессы, не только крайне сложные, но и взаимодействующие друг с другом на таком уровне, который не могут спрогнозировать обычные бумажные расчеты.

История признания темной материи звучала совсем не так, как это было с двумя другими революционными идеями— с ними мы столкнулись в предыдущих главах: речь идет о расширяющейся Вселенной и черных дырах. Во-первых, первоначальные гипотезы о темной материи основывались исключительно на эмпирических данных, и обосновывающий их теоретический контекст был разработан уже задним числом. Во-вторых, нет никаких сомнений в том, что изобретение инструментов, а также компьютерного оборудования и специализированных программ имело решающее значение в открытии ключевой роли, которую во Вселенной играет темная материя. В-третьих, отличительной чертой процесса в данном случае является его траектория — темную материю не раз открывали, опровергали, открывали заново, прежде чем идея окончательно обрела признание. Для того чтобы понятие темной материи приняли всерьез, понадобилась трудоемкая работа Рубин и Форда, в ходе которой они фиксировали скорости звезд во многих галактиках на огромных расстояниях, и одновременное формирование теории темной материи. Именно пересечение теории — разработка цельного базового каркаса для модели формирования космической структуры на основе холодной темной материи — и наблюдений привело к окончательному принятию идеи темной материи. Помимо создания новых экспертных систем в виде моделей проблема темной материи подчеркнула и вывела на новый уровень роль моделирования в космологической сфере. Значение моделирования, выполняющего функции важного промежуточного звена между наблюдениями и теорией, выросло, когда ученые признали значительную роль темной материи во Вселенной. Открытие частицы темной материи, конечно, все еще остается под большим вопросом. Мы доведем до конца расследование, когда найдем тело. А пока мы придерживаемся нашей веры в невидимую, но осязаемую частицу и продолжаем поиски этого загадочного объекта.