В 1936 году нравы в научном сообществе были куда как мягче, и интересно читать, как неформально начинает Эйнштейн свою статью, опубликованную, между прочим, в авторитетном научном журнале: «Некоторое время тому назад меня навестил Р. Мандл и попросил опубликовать результаты небольшого расчета, который я провел по его просьбе. Уступая его желанию, я решил опубликовать эту заметку» (пер. А. Базя, Л. Пузикова и А. Сазыкина). Не исключено, что подобный разговорный тон не возбранялся одному только Эйнштейну, но мне приятнее полагать, что это просто продукт эпохи, когда научные результаты не всегда облекались в слова, недоступные пониманию простых смертных. Так или иначе, то, что свет описывает искривленные траектории, если само пространство искривляется в присутствии вещества, стало первым значительным прогнозом общей теории относительности и открытием, которое, как я уже упоминал, принесло Эйнштейну международную славу. Поэтому, возможно, не стоит удивляться, что, как было недавно обнаружено, еще в 1912 году, то есть задолго до того, как Эйнштейн завершил работу над общей теорией относительности, он пытался найти какое-то доступное наблюдениям явление, которое убедило бы астрономов в его правоте, и проделал практически те же вычисления, что и были изложены по просьбе мистера Мандла в статье 1936 года. Быть может, тогда, в 1912 году, он не стал публиковать свои расчеты, потому что пришел к тому же выводу, что и в статье 1936 года: «Конечно, нельзя надеяться на то, что удастся прямо наблюдать это явление». Более того, изучая его заметки обоих периодов, нельзя сказать с уверенностью, что он вообще помнил, что двадцать четыре года назад подсчитывал то же самое.
Зато он в обоих случаях прекрасно понимал, что искривление света в гравитационном поле может означать, что если яркий объект расположен далеко позади скопления массы, то свет, идущий от него в разные стороны, может огибать это скопление массы и сходиться снова, в точности как при прохождении сквозь обычную линзу, и тогда либо первоначальный объект окажется увеличен, либо получится несколько копий его изображения, причем некоторые из них будут искажены (см. рисунок ниже).
Когда Эйнштейн рассчитал, как повлияет на изображение далекой звезды расположенная поблизости звезда, эффект оказался таким маленьким, что его, похоже, было и вовсе не измерить, вот почему Эйнштейн и сделал в статье такую оговорку – что едва ли удастся когда-нибудь это пронаблюдать. В результате Эйнштейн заключил, что его статья не имеет особой практической ценности. Вот как он писал об этом в письме редактору «Science»: «Позвольте также поблагодарить вас за содействие в публикации заметки, которую выжал из меня мистер Мандл. Пользы от нее никакой, зато бедняге будет приятно».
Однако Эйнштейн не был астрономом – а нужен был именно астроном, чтобы разобраться, что эффект, который он предсказал, можно не просто измерить, но еще и извлечь из него пользу. Для этого понадобилось оценить эффект гравитационной линзы, который оказывают на далекие объекты гораздо более крупные системы – галактики и даже скопления галактик, поскольку линзирование звезд звездами и правда слишком слабо. Не прошло и нескольких месяцев после выхода в свет заметки Эйнштейна, как блистательный астроном из Калифорнийского технологического института Фриц Цвикки опубликовал в журнале «Physical Review» статью, в которой показал, как применить на практике именно такие наблюдения (тем самым он косвенным образом упрекнул Эйнштейна за то, что тот думал только о звездах и не сообразил, какими мощными гравитационными линзами могут служить галактики).
Цвикки славился вспыльчивым характером, зато далеко опережал свое время. Он еще в 1933 году оценил относительное движение галактик в скоплении Волос Вероники и на основании законов Ньютона определил, что галактики движутся так быстро, что должны были бы разлететься в стороны, и тогда скопление распалось бы, а следовательно, массы в этом скоплении гораздо больше – в сто с лишним раз – чем накопилось бы за счет одних только звезд. Поэтому Цвикки по праву можно считать первооткрывателем темной материи, хотя в то время его авторитет был так велик, что большинство астрономов, скорее всего, считали, что должно найтись какое-то другое объяснение его результатам, не такое экзотическое.
Одностраничная статья Цвикки в 1937 году была столь же замечательной. Он предложил три различных применения для гравитационного линзирования: (1) проверка общей теории относительности, (2) использование промежуточных галактик в качестве своего рода телескопа, чтобы увеличить более отдаленные объекты, которые иначе были бы невидимыми для телескопов на Земле, и, самое главное, (3) решение тайны, почему скопления, по всей видимости, весят больше, чем может обеспечить видимая материя: «Наблюдения отклонения света вокруг туманностей может дать нам возможность наиболее прямо определять их массы и прояснить вышеупомянутое расхождение».
Работе Цвикки уже семьдесят четыре года, но между тем она читается как современный проект использования гравитационного линзирования для исследования Вселенной. Действительно, все предложенное им свершилось, и последнее его предложение самое примечательное из всех. Гравитационное линзирование далеких квазаров промежуточными галактиками было впервые обнаружено в 1987 году, а в 1998 году, через шестьдесят один год после того, как Цвикки предложил взвешивать туманности, используя гравитационное линзирование, с его помощью определили массу большого скопления.
В том же году физик Тони Тайсон с коллегами из ныне несуществующей Bell Laboratories (с такими титулованными представителями и такими Нобелевскими традициями великой науки, от изобретения транзистора до открытия космического микроволнового фонового излучения) наблюдали удаленное большое скопление, колоритно обозначенное CL 0024 + 1654, расположенное примерно в 5 млрд. световых лет от Земли. На этом красивом изображении с космического телескопа Хаббл можно видеть яркий пример сложного изображения далекой галактики, расположенной еще на 5 миллиардов световых лет позади скопления, как сильно искаженные и удлиненные изображения среди большей частью шарообразных галактик.
Взгляд на эту картинку дает пищу для воображения. Во-первых, каждое пятнышко на этом фото — это галактика, а не звезда. В каждой галактике содержится, возможно, 100 миллиардов звезд, а с ними, вероятно, сотни миллиардов планет, и, возможно, давно исчезнувших цивилизаций. Я говорю давно исчезнувших, потому что изображению 5 миллиардов лет. Свет был излучен на 500 миллионов лет раньше, чем сформировались наше Солнце и Земля. Многие из звезд на фото больше не существуют, исчерпав свое ядерное топливо миллиарды лет назад. Кроме того, искаженные изображения как раз показывают, что то, что утверждал Цвикки, было возможно. Большие искаженные изображения слева от центра — сильно увеличенные (и удлиненные) версии этой далекой галактики, которой в противном случае, вероятно, не было бы видно вообще.
Отмотать пленку назад от этой фотографии, чтобы определить соответствующее распределение масс в скоплении — сложная и запутанная математическая проблема. Чтобы это сделать, Тайсон должен был построить компьютерную модель скопления и проследить лучи от источника через скопление во всех возможных направлениях, используя законы общей теории относительности, чтобы определить закономерные пути, пока они не будут лучше всего соответствовать наблюдениям исследователей. Когда всё утряслось, Тайсон с сотрудниками получили графическое изображение, которое показало, где именно располагалась масса в этой системе, изображенной на исходной фотографии.
Есть кое-что странное в этом изображении. Пики на графике представляют расположение видимых галактик на исходной фотографии, но большая часть массы системы находится между галактиками, распределенная плавным и темным образом. Масса между галактиками в системе фактически более чем в 40 раз превышает массу, содержащуюся в видимой материи (она в 300 раз больше, чем масса, содержащаяся в звездах, вместе с остальной видимой материей в горячем газе вокруг них). Темная материя, очевидно, не ограничивается галактикой, но еще и преобладает в скоплениях галактик.
Физики, занимающиеся элементарными частицами, как я, не были удивлены, обнаружив, что темная материя также доминирует в скоплениях. Несмотря на то, у нас не было ни малейших прямых доказательств, все мы надеялись, что количества темной материи было достаточно, чтобы привести к плоской Вселенной, а это означало, что во Вселенной должно было быть более чем в 100 раз больше темной материи, чем видимой.
Причина была проста: плоская вселенная является единственной математически красивой вселенной. Почему? Сейчас поясню.
