Помоги проекту - поделись книгой:
Рискуя навлечь на себя обвинения в искажении светлого образа Эйнштейна, мы должны отметить, что он выступал против концепции расширяющейся Вселенной и ненавидел идею черных дыр. Это может быть объяснено, кстати, следующим обстоятельством: восхищение физиков работами Эйнштейна связано, хотя бы частично, с тем фактом, что ему удалось построить великую ОТО буквально из ничего (
Теория Эйнштейна была не только математически элегантной и независящей от наблюдений, но сделала несколько важных научных проверяемых предсказаний. При этом теория значительно обгоняла существующие потребности и возможности ее проверки или применения. В некотором смысле можно сказать, что в начале прошлого века ОТО представляла собой «стерильно чистую» область физики, далекую от мейнстрима научных изысканий эпохи. Она имела важное значение для астрономии, но и в астрономии не была связана с реально существующими физическими объектами, по крайней мере в самом начале прошлого века. ОТО стала использоваться для описания Вселенной (как единого целого) уже в первые десятилетия после своего создания. Поскольку предсказываемые теорией наблюдаемые эффекты были очень слабыми для астрономических объектов с небольшой массой, теория оставалась незадействованной в наблюдениях вплоть до обнаружения в космосе новых экзотических объектов (типа нейтронных звезд, пульсаров и квазаров), при описании которых и проявились ее богатые возможности. Таким образом, когда в начале 1960-х гг. астрономы обнаружили в космосе эти сверхтяжелые объекты, теория Эйнштейна уже была достаточно развита и разработана для их описания.
Сегодня наиболее убедительные доказательства существования черных дыр получены для спиральной галактики NGC4258, внутри которой располагается черная дыра, массивнее Солнца примерно в 40 млн раз. Чтобы почувствовать масштаб, представьте, что при картографировании внутренних областей этой галактики в радиодиапазоне астрономы обнаружили диск, который, по-видимому, является резервуаром газа, закручивающимся в черную дыру, настолько широким, что свету потребовался год, чтобы пересечь его (если газ не будет захвачен черной дырой). Именно эти объекты управляют движением звезд внутри галактик. Сейчас предполагается, что в центре самых ярких галактик также располагаются сверхмассивные черные дыры с массой, превышающей массу Солнца в миллиарды раз{9}.
Для понимания природы и свойств черных дыр необходимо разобраться с гравитацией, предлагаемой в теории Эйнштейна. Гравитация является одной из известных нам фундаментальных сил природы (хотя и не самой мощной из этих сил), ничто не может ее избежать: ни звезды, ни планеты, ни галактики. Ньютон первым понял природу гравитации в качестве силы притяжения, обеспечивающей не только наш вес и притяжение тел к Земле, но и движение планет по их орбитам. Сила притяжения возрастает с ростом массы и плотности тел. В результате черные дыры с их огромной массой и плотностью являются источниками мощнейших сил притяжения во Вселенной. Из общего курса физики мы знаем о так называемой скорости убегания, то есть скорости, которую должно набрать какое-нибудь тело, чтобы оторваться от притягивающего его небесного тела. Например, для отрыва от гравитационного поля Земли ракета должна разогнаться до 40 000 км/ч[5], и именно такую скорость развивают двигатели ракетных систем при запуске спутников на всех космодромах Земли, от мыса Канаверал (США) и Байконура (Казахстан) до Шрихарикоты в Индии. Для сравнения можно отметить, что скорость убегания для Солнца (масса которого превышает массу Земли в 330 000 раз) равна примерно 4 млн км/час, что все еще в 250 раз меньше скорости света. А что произойдет, когда скорость убегания от какого-то космического тела сравняется или превысит скорость света? Именно этот вопрос поставил перед собой Мичелл, размышляя о распространении света звезд, и получил ответ: возникнет черная дыра. Даже отраженный свет не раскрывает присутствие черных дыр. И они не просто звезды, скрытые экстремальным искривлением лучей света. Их сильное гравитационное притяжение буквально деформирует пространство и нарушает течение времени в своем ближнем окружении. Вот почему, чтобы понять черные дыры, нам нужно мыслить, как Эйнштейн.
Еще самая первая и основополагающая статья Эйнштейна, опубликованная в
Эйнштейн предложил глубокую и совершенно новую теорию, полностью меняющую общее понимание соответствий между массой, гравитацией и пространством. Ньютон рассматривал гравитацию в качестве сил притяжения, мгновенно действующих между любыми объектами, обладающими массой. СТО Эйнштейна постулирует конечность скорости света, что делает невозможным мгновенное взаимодействие. В отличие от идей Ньютона, в ОТО Эйнштейна обладающие массой объекты сами создают некое гравитационное поле, которое, в свою очередь, изменяет форму пространства. В этой картине гравитация соответствует не силам притяжения, а, скорее, некоторым искажениям пространства, которые вынуждают тела двигаться в ответ на присутствие массы. Центральным понятием в ОТО является единое четырехмерное пространство-время. Вся Вселенная и все ее содержимое — галактики, звезды и планеты — обитает в этом пространстве-времени. Это пространство-время можно представить себе в виде воронки, которая действует на движения объектов и поток времени. Визуально ее можно представить в виде некоторого рельефа (типа топографической карты), где впадины соответствуют присутствию массивных тел, как показано на рисунке выше.
Скачок, который совершил Эйнштейн, заменив ньютоновское представление о гравитации на предлагаемую им теоретическую модель, может служить редким примером так называемого индуктивного подхода в науке. Хотя чистая теория Эйнштейна и не основывалась на наблюдениях, она сделала конкретные проверяемые прогнозы, которые и помогли оценить ее действенность. Такой подход может показаться нетипичным для обычных отношений между теорией и наблюдениями в науке, где теории создаются для объяснения наблюдаемых фактов посредством дедуктивных выводов.
Например, ОТО предсказывает существование гравитационных линз, когда массивный объект настолько искажает пространство, что изгибаются пути прохождения световых лучей. Когда Земля и Солнце при солнечном затмении располагаются вдоль прямой определенным образом, гравитационный колодец может искажаться из-за взаимодействия масс и становиться глубже, вызывая искривление лучей света, которое можно проверить экспериментально. Идею такой проверки ОТО (по искривлению лучей света от звезд во время солнечных затмений) предложил астроном Эрвин Финлей-Фройндлих. Он сообщил Эйнштейну, что следующее удобное для таких астрономических измерений полное солнечное затмение будет наблюдаться летом 1914 г. на Крымском полуострове. Эйнштейн даже собрал фонд для организации экспедиции, но все его планы нарушило начало Первой мировой войны. Можно представить себе возмущение Эйнштейна, известного своими пацифистскими убеждениями, когда командование Русской армии в Одессе арестовало имущество экспедиции и самих ее участников. Наблюдения отложили до 1919 г., когда Артур Эддингтон возглавил одну из двух экспедиций, специально организованных британским правительством для измерения отклонений световых лучей при солнечном затмении.
Эддингтон сфотографировал и измерил положение нескольких звезд вблизи солнечного диска, свет от которых достигал Земли после прохождения участков пространства-времени, искаженных сильной гравитацией Солнца. Эти звезды должны казаться наблюдателю смещенными относительно своих обычных положений на небосклоне, зафиксированных за шесть месяцев до затмения, как показано на рисунке ниже. Измерения доказали, что Солнце действительно изгибает траектории световых лучей, причем на величину, точно соответствующую предсказаниям Эйнштейна. После доклада Эддингтона об этом событии, прочитанного им на совместном заседании Королевского общества и Королевского астрономического общества 6 ноября 1919 г., Эйнштейн мгновенно стал всемирно известным. Подтверждение теории относительности не только сделало образ Эйнштейна «иконой», но и открыло путь к дальнейшим исследованиям потенциальных возможностей приложения этой теории{11}.
Стоит отметить еще раз, что ОТО была разработана задолго до предположений о ее возможных применениях, хотя сегодня и теоретическая, и практическая ценность теории представляется несомненной. Например, одним из ее новейших приложений стало создание глобальной системы навигации GPS (Global Positioning System), применяемой сейчас в мобильных телефонах и расчетах, которые помогли посадить ровер на поверхность Марса.
Хотя теория Ньютона предлагала также и описание падения тел на Землю, однако сейчас уже ясно, что оно не является ни полным, ни исчерпывающим. Например, законы Ньютона не описывают движение частиц на очень малых, субатомных расстояниях, а также на очень больших, космических масштабах. Для понимания этих закономерностей нам необходимо глубже ознакомиться с эйнштейновской интерпретацией гравитации. Конечно, следует помнить, что он не мог предвидеть будущих требований к его теории. Система GPS навигации полностью основана на принципах эйнштейновской теории гравитации. Требуемое для GPS точное определение местоположения аппарата и управление его движением осуществляются за счет функционирования на заданных орбитах Земли 24 спутников, на борту каждого из которых установлены точнейшие доступные атомные часы. Навигационное устройство в вашем автомобиле получает радиосигнал от ближайшего спутника и сравнивает его с сигналами от четырех других близких спутников. Именно это сравнение позволяет определить позицию автомобиля с точностью около 1 м. Эта исключительно сложная задача требует учета поправок в рамках обеих теорий относительности Эйнштейна (и специальной, и общей). В соответствии с СТО время на двигающихся часах (то есть на спутниках) течет медленнее, чем на Земле. С другой стороны, необходимо учитывать, что часы на спутниках, условно говоря, «погружены» в гравитационное поле Земли и поэтому должны идти быстрее, так как это поле «искривляет» пространство и меняет течение времени. В результате действия этих конкурирующих механизмов атомные часы на орбитальных спутниках идут чуть-чуть быстрее наземных (примерно на 40 мкс в день), однако именно эта ничтожная поправка учитывается и играет важную роль при определении координат вашего автомобиля (в противном случае вместо Манхэттена в Нью-Йорке вы рискуете оказаться где-то в штате Нью-Джерси — это действительно большая разница). Теория Эйнштейна вовсе не отменяет ньютоновскую концепцию тяготения. Каждая из теорий имеет собственную область применения — предлагает адекватное описание реальности в некоторых условиях. Эйнштейн как-то заметил, что «наилучшую судьбу имеет та физическая теория, для которой можно указать способ ее включения в рамки другой, более обширной теории в качестве предельного случая»{12}. Ньютон указал на универсальность гравитации, а Эйнштейн сумел объяснить эту универсальность в терминах искривления пространства-времени. Например, в пределах Солнечной системы отклонения от теории Ньютона, предсказываемые ОТО, исключительно малы и составляют лишь около одной миллионной доли от измеряемых величин.
При создании карты Солнечной системы важную роль вновь сыграли неравномерности в движении планет. Эйнштейн постулировал, что еще одним проверяемым наблюдательным следствием будет прецессия орбиты планеты Меркурий. Эта планета является ближайшей к Солнцу и поэтому испытывает более сильное гравитационное воздействие, чем планеты, более удаленные. Искажение пространства-времени в окрестностях Солнца вызывает незначительные, но доступные для измерения аномалии траектории Меркурия, которые тоже соответствуют предсказаниям Эйнштейна. Самые последние и точные эксперименты с использованием космических зондов подтвердили расчеты колебаний орбиты Меркурия на основе ОТО с очень высокой точностью.
Тем не менее сам Эйнштейн не верил, что для предложенных им полевых уравнений, описывающих гравитацию, может быть найдено хоть какое-то простое решение. Однако уже в 1915 г. немецкий физик Карл Шварцшильд получил точное решение для специального случая пространства-времени, создаваемого крошечным, но очень массивным объектом. Предложенное Шварцшильдом решение описывает искажение или модификацию формы пространства, гравитационный колодец в окрестности точечной массы — черной дыры. Другим физикам также удалось получить еще несколько точных решений системы полевых уравнений Эйнштейна. Например, как уже рассказывалось в предыдущей главе, Александр Фридман и Жорж Леметр получили решение, соответствующее пространству-времени в расширяющейся Вселенной, а ближе к нашим дням специалист по релятивистской физике Рой Керр нашел решение для поля, создаваемого вращающейся черной дырой{13}. Решение Шварцшильда для черной дыры не приближенное, а математически точное, что было для физиков довольно необычно и интуитивно непонятно. Для них было странным в этом решении, что черная дыра содержит в себе сингулярность, точку, где законы физики ломаются и больше не работают. Кроме того, решение Шварцшильда имело другую весьма необычную особенность, так как подразумевало и включало в себя наличие еще одного параметра — границу между видимой и невидимой частями черной дыры. Она получила название горизонта событий, или радиуса Шварцшильда. Горизонт событий можно назвать точкой невозвращения. Любые физические объекты (включая лучи света), перешедшие эту границу, навсегда теряются для внешнего наблюдателя и перестают обнаруживать себя какими-либо проявлениями вообще. Более того, радиус горизонта событий оказался пропорциональным утроенной массе черной дыры, то есть он возрастает с увеличением ее массы. Поэтому физики воспринимали полученное Шварцшильдом решение (включая содержащееся в нем представление о горизонте событий и скрытую сингулярность) в качестве математического курьеза, поскольку оно явно не описывало реальные объекты. Одной из главных причин неприятия физиками понятия черных дыр стала именно проблема, тесно связанная с природой сингулярности. Сингулярности всегда представляли собой некий вызов, поскольку их существование подвергает испытанию пределы применимости наших теорий, а также указывают границы мира, где перестает работать интуиция. Физикам приходится терпеть наличие этих неприятных понятий, поскольку они понимают, что им неизбежно придется столкнуться с ними при рассмотрении искривления пространства-времени в окрестности черной дыры. При этом возникают сложности и ограничения, которые физики-теоретики давно мечтают преодолеть за счет создания новой объединяющей теории, которая позволила бы осуществить слияние физики мельчайших масштабов (квантовой механики) и теории гравитации. Несколько поколений физиков, включая Эйнштейна и Эддингтона, мечтали о такой финальной теории, так называемой теории всего, однако она оставалась неуловимой. Важным прорывом в данном направлении стало понимание того факта, что сингулярность лежит не на горизонте событий, а заключена внутри самой черной дыры, что позволяет понять, как реально формируются черные дыры, на примере конечной стадии коллапса обычной звезды.
Процесс превращения «умирающей» звезды в черную дыру требует более подробного описания. Представьте себе типичную среднюю звезду класса нашего Солнца (относящуюся к так называемым звездам главной последовательности). Температура ядра такой звезды очень высока (15 млн °С) и существенно превосходит температуру ее поверхности. При этом субатомные частицы (электроны и атомные ядра) внутри звезды непрерывно сталкиваются и отскакивают друг от друга в результате ядерных реакций. Такие столкновения создают внутри ядра очень высокое давление, которое, в свою очередь, компенсирует мощные силы гравитации и предотвращает естественный коллапс звезды.
Понятно, что такое равновесие, основанное на тонком балансе сил, не может сохраняться бесконечно долго. Наличие источника энергии в центре Солнца, термоядерного реактора, который превращает водород в гелий, сохраняет баланс сил с самого начала. Но по мере выгорания водорода в ядре звезды силы гравитации выигрывают гонку и сжимают ядро. В этот период может начаться синтез более тяжелых химических элементов, однако постепенно, по мере потери своего ядерного горючего, звезда начинает охлаждаться. Например, из расчетов известно, что наше Солнце примерно через 5 млрд лет, когда баланс сил сместится в сторону гравитации, начнет остывать и превратится в белого карлика. Более экзотичной оказывается судьба звезд, масса которых заметно превышает массу Солнца. Такие объекты могут сжиматься и дальше, превращаясь в конечном счете в нейтронные звезды либо в черные дыры.
Дополнительный интерес к черным дырам возник благодаря работам известного теоретика Субраманьяна Чандрасекара (Чандра), трудившегося над своей теорией в Кембридже (Англия). Он прибыл туда из Индии в 1930 г. во время первого выезда из Мадраса в Кембридж в Англию и поступил в Тринити-колледж. Чандра сумел показать, что при некоторых специальных условиях в конце своей эволюции (то есть к моменту, когда все ядерное топливо выгорит) звезда может превратиться в исключительно плотный объект. Расчеты Чандры убедительно свидетельствовали о том, что некоторые из звезд могут заканчивать свое существование именно таким необычным образом, формируя бесконечно малые и бесконечно плотные объекты (сингулярности), которые мы сейчас называем черными дырами. Чандра сумел объединить две фундаментальные физические теории (ОТО и квантовую механику) и вычислить ту критическую массу звезды, при которой она взрывается и схлопывается, превращаясь в черную дыру. Предложенная Чандрой модель гибели звезды вызвала сильное сопротивление научного сообщества, причем не только из-за удивительного механизма формирования черных дыр. Дальнейшие расчеты расширили модель и показали, что звезды, масса которых превышает массу Солнца в 1,4–3 раза, превращаются в нейтронные звезды, в то время как более тяжелые звезды (чья масса в 10–25 раз больше массы Солнца) после гибели формируют черные дыры.
По иронии судьбы одним из самых яростных и интеллектуальных противников Чандры стал его коллега Эддингтон, который ранее активно способствовал продвижению ОТО Эйнштейна. На первый взгляд, именно он — тот, кто был так открыт радикальным идеям ОТО и ее экспериментальному доказательству, должен был проявить интерес к выводам Чандры, однако в данном случае между ними возник очень серьезный конфликт интересов. Дело в том, что Эддингтон уже давно разрабатывал собственную теорию (и тоже синтеза ОТО и квантовой механики), описывающую процесс коллапса звезд под воздействием собственных сил тяготения. Эддингтон считал свою теорию не только новой и смелой, но и полагал, что она наилучшим образом объединяет законы Вселенной как на самых малых масштабах — в субатомном мире, так и на самых больших масштабах космоса. Его концепция не включала черные дыры. Эддингтон не думал, что подобные очень маленькие и очень плотные тела могут искажать ткань окружающего пространства-времени настолько сильно, что свет не будет их покидать, однако он предполагал, что такие странные объекты должны исчезать, по его словам, «в никуда». Представление о сингулярности казалось физикам настолько диким, что даже сам Эйнштейн ошибочно считал, что черные дыры не могут формироваться, и полагал, что должен существовать некий физический механизм, стабилизирующий состояние звезды в процессе коллапса еще до прохождения точки невозврата. Эйнштейн и Эддингтон были уверены, что природа не может допустить столь «извращенную» форму гибели звезд{14}. Они считали модель черной дыры несовершенством, которое необходимо удалить из теории, а не неизбежным и проверяемым следствием.
На заседании Королевского астрономического общества в 1935 г. произошел знаменитый конфликт, когда Эддингтон в очень резкой и грубой форме обрушился на Чандру, хотя был осведомлен о характере расчетов последнего, поскольку они вместе работали в Тринити-колледже Кембриджа и много беседовали. Эддингтон даже не потрудился обосновать свои возражения. Он использовал интеллектуальное превосходство как директор обсерватории в Кембридже для публичной ссоры, в которую позднее оказались втянуты все выдающиеся астрономы Англии. В этот судьбоносный день, 11 января 1935 г., Чандра собирался докладывать на ежемесячном собрании Общества о своих результатах расчета судьбы звезд, которые, по его мнению, после некоторых необычных изменений должны были превратиться в черные дыры. После доклада Чандра ожидал, что Эддингтон поддержит и разовьет его выводы, поскольку они обсуждали эту теорию до заседания. Кроме того, Эддингтон был одним из двух профессоров в комиссии (вторым был Фаулер) на защите докторской диссертации Чандры и у них были хорошие отношения. К удивлению Чандры, Эддингтон (с присущими ему убедительностью и авторитарностью) буквально обрушился с критикой его выступления, заявив, что доклад содержит весьма сомнительную и скользкую математику и не имеет никакого отношения к реальности. Хотя все доводы Эддингтона были необоснованными, Чандра не мог ответить на критику по формальным правилам проведения данного собрания. Хотя его поддерживали многие присутствовавшие на описываемом заседании Королевского общества выдающиеся физики Англии (среди них руководитель его докторантуры Ральф Говард Фаулер, Вольфганг Паули, Поль Дирак и Билл Маккри), но никто из них не рискнул или не захотел противоречить весьма влиятельному и авторитетному Эддингтону на таком публичном мероприятии. Для Чандры это стало моментом предательства (особенно со стороны Фаулера и большинства физического сообщества Англии), он был шокирован и чувствовал себя униженным и беззащитным. Позднее, в 1942 г., трое из самых выдающихся физиков этого времени (Дирак, Рудольф Пайерлс и Морис Прайс) написали важную статью в поддержку позиции и идей Чандры{15}.
Артур Миллер изложил эту драматическую историю (включая эпизод на собрании, ссору и борьбу Чандры против научного английского истеблишмента) в своей книге «Империя звезд» (Empire of the Stars). Он привел ее в качестве примера того, как столкновение мнений может повлиять на судьбу науки. В подробной биографии Чандрасекара (охватывающей всю его жизнь с раннего детства и научную карьеру), написанной Камешваром Вали, этому эпизоду и его влиянию на личность Чандры также уделено большое внимание. Для нас этот случай может служить важным примером роли сложных личных отношений (а не интеллектуальной борьбы точек зрения) в истории науки. Возражения Эддингтона вытекали из его неприязненного отношения к сингулярностям вообще, а также из опасения, что теория Чандры создаст проблемы для его собственной модели, которую Эддингтон считал своим «завещанием» и главным научным достижением жизни. Несмотря на сложные и длительные последствия этого столкновения для Чандры, его личные отношения с Эддингтоном оставались в дальнейшем внешне вполне добросердечными (разумеется, со всеми оговорками).
Миллер в своей книге откровенно характеризует поведение Эддингтона как подлое и двуличное. Из писем Чандры он узнал, что и тому приходилось прибегать к ухищрениям, чтобы печатать статьи, противоречащие теории Эддингтона. Чандра просил одного из главных соперников Эддингтона, известного физика сэра Джеймса Джинса, о положительной рецензии на свои работы{16}. Эддингтон оставался непреклонным и не изменял своего отношения. Можно сказать, что оба ученых были ослеплены личными привязанностями к соответствующим идеям.
Как часто бывало в истории науки, новые данные и доказательства все расставили по местам. Эту ситуацию хорошо описывает известная фраза знаменитого физика Макса Планка, который сетовал на то, что «…научные истины никогда не побеждают убеждением противников в своих доводах и правильности. Скорее, истина торжествует просто из-за того, что оппоненты умирают и вырастает новое поколение, для которого новое знание уже является привычным»{17}.
В конечном счете важность и ценность идей Чандры была установлена в результате странных сочетаний последующих событий и открытий. После Второй мировой войны началась гонка вооружений, в которой стали применять и вычислительные машины. При расчетах, проводимых для создания водородной бомбы, ученые заметили, что изучаемые процессы очень похожи на те, которые должны происходить внутри взрывающихся звезд, что стало окончательным доказательством правильности расчетов Чандры. Он получил широкое признание, а в 1983 г. — Нобелевскую премию после того, как астрономы обнаружили сначала нейтронные звезды, а затем — в 1967 г. — и пульсары, ставшие для астрофизиков звездными маяками. Через два года после их обнаружения выяснилось, что пульсары представляют собой быстро вращающиеся нейтронные звезды, соизмеримые по массе с нашим Солнцем, но вещество в них «упаковано» до плотности материи в атомных ядрах. Такая плотность близка к тому критическому значению, при котором (в описанном выше равновесии сил тяготения и внутреннего давления) начнут преобладать силы гравитации, приводящие звезду к гравитационному коллапсу и превращающие в черную дыру. Это открытие обострило внимание астрономического сообщества к поиску в космосе особо плотных объектов, возникающих при гравитационном коллапсе вообще. Очень интересными в этом смысле оказались нейтронные звезды, которые можно образно назвать двоюродными сестрами черных дыр.
Как уже отмечалось, черные дыры не испускают свет и поэтому не могут наблюдаться непосредственно. Однако, как отмечал еще Мичелл, они могут обнаруживать себя по воздействию на окружающие их объекты. Поэтому, когда орбита движения черной дыры приближается к какой-либо другой звезде, она начинает вытягивать газ из последней своим чудовищным гравитационным воздействием. При этом газ, захваченный черной дырой, очень быстро нагревается и начинает светиться в диапазоне рентгеновского излучения. Астрономы часто наблюдают такие комбинации из черной дыры и звезды-компаньона, и поведение этих систем позволило перевести черные дыры в реальный мир наблюдаемых объектов.
Когда астрономы обнаружили квазары, им стало ясно, что это гигантские, сверхмассивные черные дыры, которые светятся, поглощая газ из своего окружения. Квазары оказались самыми яркими объектами во Вселенной. Мы уже обнаружили большое число таких сверхмассивных черных дыр, и сейчас считается, что каждая галактика, по-видимому, однажды проходит в своем развитии фазу существования в виде такого сияющего объекта[6], что означает период, когда черная дыра активно поглощает газ, черпая его из доступных источников.
Еще один непрямой (косвенный) метод исследования поведения черных дыр в центрах нашей и соседних галактик основан на количественной оценке их гравитационного воздействия на орбиты близко расположенных к центрам звезд, что позволяет оценивать массу этих черных дыр. Астрономы уже составили карты орбит некоторых звезд, находящихся близко к черной дыре в центре Млечного Пути, и эти орбиты действительно свидетельствуют о присутствии «чудовища» в центре нашей собственной Галактики. К сожалению, из-за огромных расстояний даже до ближайших галактик мы не можем проследить за поведением звезд в их внутренних областях.
Каждый год приносит новые открытия в этой области исследований. В начале 2014 г. мы наблюдали прохождение газового облака вблизи черной дыры в центре нашей Галактики и ожидали увидеть, как черная дыра рассеет и «проглотит» облако, что должно было, по расчетам, привести к драматической, яркой и очень заметной вспышке, сопровождающей процесс «пожирания», однако вопреки ожиданиям облако просто ускользнуло от дыры. Ученые ожидали, что эта уникальная ситуация даст им редкий шанс прямого наблюдения очень сильного гравитационного воздействия черной дыры, однако неожиданно оно оказалось слабее, чем предполагали теоретики, так что сейчас полученные данные используются для уточнения характеристик самого облака. Хотя эта попытка прямого наблюдения оказалась безуспешной, астрономы продолжают изыскивать и другие варианты сбора информации и непосредственного наблюдения за черными дырами. Например, изучаются возможности реализации перспективного и очень интересного проекта изучения черной дыры в центре нашей Галактики с использованием нового инструмента радиоастрономии, получившего название «Телескоп горизонта событий» (Event Horizon Telescope, EHT). Проект основан на следующей научной идее: черные дыры настолько сильно искажают окружающее их пространство-время, что меняют течение времени и процессы распространения света в прилегающей к ним зоне. Из-за этой сильнейшей деформации ткани пространства-времени свет, проходящий мимо дыры, рассеивается случайным образом, создавая уникальные так называемые «тени» на границе горизонта событий. Инструмент проекта представляет собой сочетание нескольких радиотелескопов, расположенных в разных странах (в Мексике, Чили и Германии), которые должны зарегистрировать в радиочастотном диапазоне упомянутые «тени», соответствующие черной дыре в центре нашей Галактики. Такие далеко разнесенные, но объединенные в единую сеть телескопы, по замыслу проектировщиков, будут работать вместе подобно единому радиотелескопу с площадью принимающей антенны, близкой к площади поверхности Земли[7]. Это остроумное инженерное решение обещает получить самые четкие изображения «теней» черных дыр с включением так называемых элементов асимметрии и удлиненности, а также выяснить, в частности, вращаются дыры или нет, что имеет большое значение, поскольку скорость вращения (спин) черных дыр является (наряду с массой) одной из их важнейших характеристик. Проект EHT является новейшим и самым продвинутым методом косвенного наблюдения и картографирования черных дыр, однако стоит отметить, что такие непрямые методы наблюдения имеют очень длительную историю.
К настоящему времени наиболее достоверные и убедительные данные относительно черных дыр получают и описывают с использованием рентгеновского излучения. История его применений начинается в 1895 г., когда весьма известный и авторитетный физик-экспериментатор Вильгельм Рентген, возглавлявший Институт физики в Университете Вюрцбурга (Бавария), обнаружил существование рентгеновских лучей. Рентген занимался исследованием катодных лучей (пучков электронов) и, в частности, пытался выяснить, являются они волнами или частицами. Сейчас из квантовой механики нам известно, что электроны могут обладать свойствами и частиц, и волн, но Рентген жил в доквантовом мире. Как-то поздно вечером в пятницу, работая в своей лаборатории, Рентген изучал свечение флуоресцентного экрана под воздействием катодных лучей и обнаружил, что на экране, располагавшемся недалеко от источника лучей, появляется светящееся пятно даже в полностью затемненной комнате и при полной изоляции трубки с экраном. Он тщательно проверил изоляцию установки от внешних источников света. Поместив свинцовый лист на пути пучка электронов, он вдруг увидел четкое изображение костей своей руки рядом с тенью листа. В этот вечер, 8 ноября 1895 г., Рентген начал экспериментировать с обнаруженным им источником излучения. Он назвал новый тип излучения Х-лучами (сейчас мы называем их рентгеновскими), и они возникают при бомбардировке катодными лучами (электронами) стеклянной поверхности электронных трубок. Рентген сразу обнаружил, что излучение является очень мощным и легко проникает через кожу и ткани человеческого организма, создавая изображение костей скелета. Возбужденный этим открытием, он сделал первую в истории рентгенограмму и получил снимок левой руки своей супруги Анны Берты Рентген (урожденной Людвиг), где хорошо видна структура костей кисти руки и тень от обручального кольца.
Проведя тщательное изучение открытого им явления, Рентген опубликовал в начале 1896 г. работу, сразу ставшую мировой сенсацией. Один из ведущих физиков этой эпохи, Вильям Томсон (лорд Кельвин), даже посчитал статью Рентгена шуткой или розыгрышем и поменял свое мнение лишь после ее многократной проверки в разных лабораториях. В 1901 г. за открытие Х-лучей Рентген стал первым лауреатом по физике только что утвержденной Нобелевской премии. Со временем именно это открытие стало ключом к разгадке тайн черных дыр во Вселенной.
Рентгеновские лучи представляют собой высокоэнергетическое электромагнитное излучение с очень малыми длинами волн, лежащими в диапазоне от 0,1 до 1 нм{18} (для сравнения можно указать, что область видимого света простирается от 390 до 700 нм). Область радиоволн характеризуется самыми большими длинами волн (от 1 мм до 100 км). Человек никак не воспринимает рентгеновское излучение (сетчатка нашего глаза просто не имеет соответствующих рецепторов), и поэтому мы можем видеть его, только пользуясь специальными детекторами.
Открытие нейтронных звезд и пульсаров показало, что предсказанная теорией звездной эволюции смерть звезд была верной и что черные дыры — неизбежный результат эволюции звезд при определенных условиях. В конечном итоге это стимулировало охоту за черными дырами. Оказалось, что природа дала нам критический ключ к разгадке ранней стадии: огненный, смертельный вздох звезды в 1054 г., когда в средневековом Китае наблюдался взрыв сверхновой и это было записано усердными китайцами. Событие описал придворный астроном Янг Вэй-Тэ, который даже докладывал императору о рождении новой и яркой звезды-гостьи в созвездии Тельца. Послесвечение этого взрыва до сих пор можно наблюдать в Крабовидной туманности, где взорвавшаяся звезда существует в виде пульсара, окруженного светящимися и разлетающимися остатками ее оболочки.
Звезды с массой меньше Солнца сразу после выгорания внутреннего ядерного топлива превращаются в белых карликов — звездный труп. Звезды, весящие больше Солнца, слишком массивны, чтобы стать белыми карликами после выгорания всего их ядерного топлива[8]. Это и выглядит для внешнего наблюдателя эффектным взрывом сверхновой. При этом звездные «осколки» взрывов (то есть оболочки звезд, бывших изначально массивнее нашего Солнца) содержат все химические элементы, из которых состоим мы сами. Например, весь кальций в наших организмах был когда-то синтезирован внутри звезд упомянутого типа, а затем развеян в пространстве космоса после чудовищных взрывов сверхновых. Описанная выше теоретическая цепочка процессов рождения, развития и гибели звезд предполагает, что более массивные звезды после взрыва превращаются либо в нейтронные звезды, либо в черные дыры. Переход от этих теоретических построений к практическим астрономическим наблюдениям осуществили в 1968 г. студентка-выпускница Кембриджа Джоселин Белл и ее научный руководитель Энтони Хьюиш, которым удалось первыми обнаружить пульсары. Во время наблюдений за звездами при помощи нового радиотелескопа, предоставленного Маллардовской радиоастрономической обсерваторией (Mullard Radio Astronomy Observatory), в окрестностях Кембриджа им посчастливилось зарегистрировать источник, излучающий импульсы с частотой 1,3 с, а позднее и много других высокоточных источников, которые можно назвать условно таймерами. Они напоминают космические часы, «тикающие» с высокой точностью. Франко Пачини и Томас Голд (один из известных сторонников теории стационарного состояния Вселенной) предположили, что обнаруженные объекты представляют собой вращающиеся черные дыры, однако в этом случае они должны были иметь исключительно высокую плотность. К настоящему времени уже известно, что пульсары действительно быстро вращаются и «тикают», причем не только в радиочастотном диапазоне, но и в рентгеновском. Вскоре после обнаружения Беллом пульсаров астрономы выяснили, что звезда в центре Крабовидной туманности тоже пульсирует (с частотой около 30 раз в секунду), а затем был зарегистрирован еще один, новый тип таких объектов, которые можно назвать «трупами» звезд.
Потребовалось еще некоторое время, прежде чем астрономы обнаружили наиболее экзотические виды звездных «осколков». Особую остроту поиски черных дыр приобрели только после того, как астрономы в конце 1960-х гг. окончательно объединили свои усилия с физиками-теоретиками, занятыми разработкой идей в области ОТО. И вновь сочетание наблюдений и теории помогло катализировать ход исследований. Расчеты двух известных теоретиков (Якова Зельдовича и Эдвина Салпетера) показали, что черные дыры при своем движении должны поглощать газовые и пылевые облака, заполняющие межзвездное пространство. Основываясь на этом предположении, они предсказали существование некоторой новой и необычной формы «света» с длиной волны ниже границы видимого диапазона, который и должны излучать нагретые газы и пыль, засасываемые внутрь черной дыры сильнейшим гравитационным полем. Процесс захвата газа и пыли из окружающего пространства черной дыры был назван аккрецией[9]. Вскоре астрономы поняли, что оптимальное сочетание для наблюдения процесса аккреции представляет собой двойную звездную систему из массивной черной дыры, которая медленно «отрывает» вещество от своего партнера в виде нейтронной звезды. Вытягиваемый черной дырой газ при этом разогревается до исключительно высоких температур, порядка 100 млн °С. Теоретически уже было известно, что при таких температурах газ должен излучать в рентгеновском диапазоне, а быстрое и случайное «мерцание» регистрируемых сигналов служит явным свидетельством наличия активно поглощающего этот газ очень плотного объекта типа нейтронной звезды или черной дыры.
Рентгеновское излучение от вихревых потоков газа, ускоряемых гравитационным воздействием черной дыры почти до скорости света, является специфическим признаком наличия черных дыр. Поэтому для регистрации таких высокоэнергетических явлений возникла необходимость разработки новых детекторов и телескопов с рентгеновскими «глазами», открывающими экстремально энергичные явления, невидимые человеку. Создание таких приборов само по себе представляет непростую техническую задачу, поскольку мощность космического рентгеновского излучения мала, хотя само по себе оно и является достаточно мощным, чтобы проникать сквозь кожу и ткани человека. Этой мощности недостаточно для того, чтобы космическое излучение рентгеновского диапазона пробило атмосферу Земли и достигло ее поверхности, вследствие чего мы просто не можем устанавливать такие детекторы на наземные телескопы. Когда-то Хаббл, например, использовал фотопластинки для регистрации видимого света от далеких звезд, но этот прием по указанной причине нельзя было использовать для рентгеновских лучей. Детекторы было необходимо «поднять» выше, то есть вынести за пределы атмосферы, и для этой цели подходили ракеты, которые к этому моменту уже были сконструированы и созданы в результате гонки вооружений, связанной со Второй мировой войной.
После войны некоторое количество немецких ракет типа «Фау-2» попало в распоряжении отдела по развитию науки и техники (American Science and Engineering Group). Поместив рентгеновские детекторы в носовую часть ракеты и осуществив запуск, ученые смогли впервые взглянуть на картину неба в рентгеновском диапазоне. Первым объектом исследования была выбрана двойная звездная система Скорпион X-1 c нейтронной звездой, обращающейся вокруг звезды обычного типа[10]. Интенсивность рентгеновского излучения этого источника превышает соответствующую интенсивность излучения нашего Солнца в 100 млн раз. Новое окно во Вселенную было полностью открыто. В 1970 г. НАСА осуществило запуск первого спутника, специально сконструированного для проведения измерений рентгеновского излучения. Запуск бы проведен недалеко от кенийского города Момбаса, и в благодарность за помощь со стороны правительства Кении спутник получил название «Ухуру» (в переводе с суахили означает «Свобода»). Спутник позволил получить важную информацию о высокоэнергетическом излучении Вселенной и обнаружить более 300 источников излучения, включающих множество рентгеновских двойных, состоящих из потенциальной черной дыры и нейтронной звезды-партнера, так же как и рентгеновских пульсаров, которые располагались достаточно близко к нам, а некоторые — на достаточно больших расстояниях.
Исследования черных дыр с использованием рентгеновского излучения позволили ученым окончательно убедиться в правильности предлагаемой теории жизненного цикла звезд. За свои пионерские работы, приведшие к обнаружению космических источников рентгеновского излучения, Риккардо Джаккони (США) получил Нобелевскую премию по физике в 2002 г.{19} Большое число космических миссий с аппаратурой разнообразного типа — оптическими камерами (космический телескоп «Хаббл»); инфракрасной техникой (инфракрасная орбитальная обсерватория IRAS; космический телескоп «Спитцер»; телескоп «Гершель»); детекторами рентгеновского излучения (германская космическая рентгеновская обсерватория ROSAT; телескоп Эйнштейна; спутник ASCA; рентгеновская многозеркальная миссия XMM-Newton) — позволяют нам глубже понять процессы роста и развития черных дыр, а также расширить познания о Вселенной, совершенствуя и повышая чувствительность используемых приборов.
Открытие и изучение нейтронных звезд, пульсаров и квазаров привело к полному признанию научной общественностью идеи реального существования черных дыр. Еще совсем недавно она казалась излишне радикальной, однако в наши дни множество представителей астрономического сообщества активно участвуют в изучении этих объектов и той роли, которую они играют в формировании галактик. Некоторые из моих исследований направлены на понимание образования черных дыр и их роста во Вселенной. В частности, меня лично очень интересует проблема возникновения самых первых черных дыр, а также механизмы, благодаря которым они позднее превращаются в «бегемотов», которых мы вдруг обнаруживаем «прячущимися» в центрах ближайших галактик. Идея, которую Чандрасекар когда-то предложил научному сообществу, сейчас стала общеизвестной научной парадигмой: самые первые черные дыры представляли собой подобие «трупов» самых первых звезд, которые сформировались во Вселенной. Эти черные дыры, образовавшиеся из остатков звезд (размеры некоторых из них в 10–50 раз превосходили наше Солнце), не должны были становиться столь огромными. Вопреки расчетам сейчас, через миллиарды лет после Большого взрыва, мы обнаруживаем множество квазаров, активно питающихся черных дыр, которые по массе превышают наше Солнце в миллиарды раз.
Каким образом эти крошечные образования, «зародыши» черных дыр за очень короткое время смогли превратиться в чудовищные, сверхмассивные объекты? Компьютерное моделирование показывало, что для наращивания массы им требовалось (при условиях, существовавших в ранней Вселенной) непрерывно поглощать пыль и газ в течение первых 2 млрд лет своей жизни.
Можем ли мы создать каким-либо образом очень массивные первоначальные возмущения, из которых выросли черные дыры? Многие исследователи задумывались над этими вопросами, пытаясь угадать возможный ход процессов раннего периода эволюции Вселенной. В этих поисках принимала участие и я. Вместе с коллегой Джузеппе Лодато мы разработали модель роста черной дыры и смогли показать, что сверхмассивные черные дыры на самом деле могли образоваться в процессе «получил-побежал» (get-go). Драматический процесс быстрой аккреции газа может приводить к образованию гораздо более крупных черных дыр в центрах ранних галактик, чем предполагалось в модели гибели обычной звезды. Астрономы назвали такие объекты черными дырами прямого коллапса. Обнаружилось, что условия ранней Вселенной действительно допускают формирование таких объектов, и я продолжала заниматься этой проблемой совместно с Мартой Волонтери в Парижском астрофизическом институте. Мы изучали процессы развития таких, условно говоря, «беззвездно» рожденных черных дыр. Нам удалось предсказать некоторые уникальные особенности сигнатуры ранних черных дыр, позволяющие проследить процессы их формирования на основании данных, получаемых с наземных телескопов и ожидающихся с предстоящей миссии НАСА космического телескопа имени Джеймса Уэбба, который планируется к запуску в 2018 г.[11] Моя группа занимается также историей роста представителей еще одного, лишь недавно обнаруженного класса самых больших (недавно открытых так называемых ультра- или сверхмассивных черных дыр), чья масса превышает массу Солнца в десятки миллиардов раз, в близкой Вселенной. Обдумывая вопрос, могут ли черные дыры расти беспрепятственно и бесконечно, мы (совместно с Эзекилем Трейстером) теоретически предсказали существование верхнего предела массы, то есть значения, после которого черная дыра начинает ограничивать собственный дальнейший рост. Нам удалось предсказать существование в космосе таких «бегемотов» еще до их обнаружения астрономами. В нашей работе показано, что физические процессы, соответствующие процессам аккреции, могут ограничивать возрастание черных дыр и поэтому существует максимальный предел их роста во Вселенной.
Определение механизмов возникновения черных дыр является ключевым для понимания их роли в росте и светимости родительских галактик. Дело в том, что поглощаемый черными дырами газ одновременно служит исходным материалом для формирования звезд. Охлаждение газа является критическим условием процесса формирования звезд, поэтому рентгеновское излучение, возникающее при описанном поглощении в двойной системе, может иногда способствовать и нарушениям поступления газа в черную дыру, в результате чего (при некоторых условиях) нагрев газа может даже задерживать рост и формирование звезд. Интересно, что в последнее время наблюдения действительно подтвердили подавления роста звезд в галактиках. Детали взаимодействия черных дыр со своим окружением еще нуждаются в дополнительном исследовании, однако уже сейчас черные дыры можно рассматривать в качестве «силовых станций» Вселенной, которые способны существенно изменять состояние галактик, прекращая формирование новых звезд. Таким образом, эти невидимые агенты, само существование которых представлялось невероятным вызовом для астрономии всего 80 лет назад, вдруг оказались важнейшими участниками процессов формирования галактик. Черные дыры находятся буквально в центре всего, что нас окружает, и они создают новую «карту» нашего понимания процесса собирания галактик. Галактики в процессе роста сталкиваются друг с другом, и при этом неизбежно происходит столкновение их центральных областей, в результате чего черные дыры в конечном итоге сливаются. Астрономы следят за этими процессами, продолжая изучать отдельные особенности и характеристики процесса слияния черных дыр. При этих «предсмертных судорогах» сливающихся черных дыр должен возникать еще один тип нигде и никогда ранее не зарегистрированного излучения, а именно должны излучаться так называемые гравитационные волны[12]. Такие волны — еще одно следствие ОТО Эйнштейна. Гравитационные волны являются, по существу, треморами в пространстве-времени, смещениями, которые генерируются, например, при объединении двух черных дыр. Возможность регистрации гравитационных волн зависит от длительности процессов слияния черных дыр, а также от условий соответствующего окружения области слияния (например, от того, окружена ли эта область газовым облаком или нет).
Многие астрофизики заняты расчетом дополнительных признаков, которые соответствуют процессам слияния черных дыр. Такие сигналы дополняют данные, получаемые при измерениях в других диапазонах спектра (рентгеновском, радиочастотном, видимом). Многое зависит от условий в районе столкновения. Сейчас в этой области работают многие исследователи, причем одновременно в двух направлениях. С одной стороны, ученые проводят теоретические расчеты протекающих процессов, а с другой — начинают реализовывать целевые программы по связанным с ними астрономическим наблюдениям для регистрации получаемых сигналов. Меня эта проблема интересовала лично, поскольку в таких исследованиях прекрасно и удивительно сочетаются теория и наблюдения. В одном из первых таких расчетов, проведенном еще в 2002 г., мне и Филипу Армитажу (из Колорадского университета в Боулдере) удалось показать, что слияние пары черных дыр, погруженных в облако газа, происходит быстро и может быть обнаружено с помощью гравитационных волн, которые они производят. Они могут быть зарегистрированы либо непосредственно, либо по изменениям в других областях спектра излучения. Тем самым открывается новый фронт исследований в физике черных дыр вообще. Ученые уже начали получать новые данные экспериментов в рамках проекта LIGO (Лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория), а позднее данные его модернизированного варианта Advanced LIGO. Исследования в рамках этих проектов нацелены на регистрацию гравитационных волн в любой момент их возникновения при слиянии черных дыр. Гравитационное окно, которое, как ожидается, скоро откроется, предоставит еще один способ исследовать черные дыры в дополнение к уже существующим методам зондирования черных дыр в оптическом, рентгеновском и радиочастотном диапазонах.
История того, как черные дыры, возникшие где-то на границе карты научного познания, постепенно перебрались в центр этой карты, очень символична и поучительна, поскольку наглядно демонстрирует, каким образом новые инструменты позволяют реализовываться новым теоретическим представлениям. Однако черные дыры остаются лишь крошечной частью окружающего нас невидимого мира. Две другие его таинственные и невидимые сущности, управляющие Вселенной и определяющие ее судьбу, — темная материя и темная энергия — также остаются неуловимыми.
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 %[13] 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{1}.
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{2}. 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{3}. 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»{4}.
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{5}.
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
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{8}. 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{9}. 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»[14]. 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{10}.
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{11}. 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{12}. 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{13}.
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{14}. 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»{15}. 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[15], 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{16}. 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[16] 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»{17}.
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»{18}.
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»{19}. 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{20}. 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
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.
Поделиться книгой: