массу, разваливаться или что? Острайкер все еще продолжал биться над проблемой устойчивости, когда перебрался в Кембриджский университет на должность постдока под руководством астрофизика Дональда Линден-Белла. Это было в середине 1960-х годов. Стивен Хокинг тогда еще был студентом Кембриджского университета.

Разумеется, как это часто бывает в астрономии, устойчивость вращающейся звезды невозможно проверить в лаборатории. Задачу не получится решить с достаточной степенью подробности аналитически, с помощью изящной системы уравнений. Острайкер был вынужден применить численные методы и компьютерное моделирование. Это все кажется простым в наше время, но тогда компьютер занимал несколько комнат, не было стандартных языков программирования, а тексты программ приходилось вводить вручную, пробивая отверстия в бумажной ленте. Только в 1968 году программа Острайкера наконец правильно заработала. К этому времени он возвратился в США, где работал в Принстонском университете. С 1968 по 1973 год Острайкер в тесном сотрудничестве с Питером Боденхаймером и другими астрофизиками опубликовал по меньшей мере восемь статей под названием «Быстровращающиеся звезды»3.

Ну и каков же ответ? Что происходит с белым карликом или вообще любой звездой, если она слишком быстро раскрутится? Мы возвращаемся в кабинет Острайкера, и он снова принимается выписывать уравнения. Угловой момент. Момент инерции. Вязкость. Потенциальная энергия. Довольно сложно, если пытаться все учесть. Но результат всегда один: сначала звезда сплющивается в направлении полюсов подобно земному шару или любому другому вращающемуся телу. Но потом происходит нечто необычное. При дальнейшем увеличении скорости вращения форма звезды меняется. Она становится вытянутой – она больше не похожа на осесимметричную тыкву, а скорее походит на кувыркающуюся гантель. И в какой-то момент звезда разделяется на две.

Я не очень дружу с уравнениями. Мне трудно понять то, что для Острайкера – «простая физика». Но когда он объясняет простыми словами, до меня доходит. Вращающиеся объекты с большим угловым моментом чувствуют себя уютнее, если они вытянуты, как шоколадные батончики, и кувыркаются, как жезл тамбурмажора. Острайкер взглянул на часы. Мы еще не начали говорить про гало галактик, но уже почти у цели. Разве такое предпочтение удлиненной форме бывает только у звезд? А что с дисковыми галактиками вроде нашей собственной?

Когда Острайкер работал в Принстонском университете, его кабинет располагался в Пейтон-холле – это совсем рядом с Джадвин-холлом, где Джим Пиблс занимался изучением фонового реликтового излучения и космологическими исследованиями. Джим и Джерри замечательно находили общий язык, обсуждая такие разные проблемы, как первичный нуклеосинтез, пульсары, крупномасштабная структура Вселенной, космические лучи и программирование. Ну и, конечно же, устойчивость спиральных галактик.

Пиблс и сам занимался численными расчетами, поскольку его интересовали гравитационные эффекты темной материи в скоплениях галактик. В то время в Принстонском университете не было достаточно мощных компьютеров для выполнения таких расчетов, и поэтому в 1969 году Пиблс провел целый месяц в Лос-Аламосской национальной лаборатории в штате Нью-Мексико, чтобы воспользоваться сверхмощными компьютерами министерства энергетики США. Тогда Пиблс был еще канадским гражданином и поэтому в Лос-Аламосе находился под постоянным надзором секретаря, который присматривал за ним, читая книгу, чтобы ученый не помешал выполнению секретных программ – ведь это была государственная лаборатория, где велись работы по созданию вооружений.

Моделирование галактики на компьютере – дело довольно простое. Начинаем с начального распределения «пробных частиц», каждая из которых обладает определенной массой. На основании закона всемирного тяготения Ньютона для каждой частицы рассчитываем суммарную силу гравитационного притяжения ее остальными частицами. Потом вычисляем место, где каждая частица окажется через определенное время под действием этой суммарной силы. Таким образом получаем новую конфигурацию, которая служит исходной для очередного шага вычислений. Чем больше пробных частиц и чем короче шаг по времени, тем точнее и надежнее результаты моделирования, но, к сожалению, тем больше затраты машинного времени.

Мне это хорошо знакомо. В начале 80-х годов прошлого века я написал простую программу на бейсике для своего нового восьмибитного персонального компьютера Commodore 64. Это была программа для моделирования гравитационного хаоса, порождаемого столкновением двух вращающихся дисковых галактик, – все-таки я немного разбираюсь в уравнениях. На расчет каждого шага по времени уходило около 15 минут. Результат работы программы в течение целого дня показался мне весьма внушительным, хотя конфигурация точек у меня на мониторе, скорее всего, была мало похожа (если вообще походила) на то, как это происходит в реальном мире. (Мы вернемся к обсуждению такого рода моделирования – так называемому моделированию задачи N тел – в главе 11.)

Опыт работы Пиблса в Лос-Аламосской лаборатории заинтересовал Острайкера. А что, если немного подправить программу Пиблса и применить ее для моделирования эволюции дисковой галактики на предмет выяснения ее устойчивости (или неустойчивости)? Раз быстровращающаяся звезда может деформироваться и распасться на две, то разве может быть устойчивой плоская вращающаяся дисковая система из миллиардов звезд вроде нашей собственной Галактики? Лепешка скорее деформируется, превратившись в сэндвич-субмарину, совсем как при быстром вращении тыквообразная звезда превращается в гантелеобразное тело.

И действительно, результаты самых первых двумерных численных моделей вращающихся дисковых галактик, опубликованные астрономами Ричардом Миллером, Кевином Прендергастом и Биллом Квирком в 1970 году и Фрэнком Холом в 1971-м, оказались именно такими: изначально круглый диск превращается в удлиненную структуру, по форме напоминающую брусок, а звезды галактики переходят на очень сильно вытянутые эллиптические орбиты, совсем не похожие на наблюдаемое в Млечном Пути упорядоченное круговое движение4. Профессор Принстонского университета Эд Грот помог Пиблсу и Острайкеру создать программу для университетского компьютера, позволявшую рассчитывать эволюцию трехмерной модели. Полученные ими результаты оказались в прекрасном согласии с результатами Миллера, Прендергаста, Квирка и Хола. Как Острайкер и Пибблс написали в своей статье в The Astrophysical Journal, «плоские осесимметричные галактики сильно и необратимо неустойчивы»5.

Но в своей ставшей знаменитой статье, опубликованной в декабре 1973 года, они пошли еще дальше. Одно дело – показать неустойчивость упорядоченно вращающихся дисковых галактик, и совсем другое – объяснить, почему мы повсюду вокруг нас во Вселенной видим такие галактики. Что позволяет нашей собственной Галактике сохранять аккуратный вид? Почему она не разваливается?

Острайкер выжидательно переводит взгляд со своего блокнота на меня, как будто это я должен дать ответ. Это же вопрос простой физической интуиции – по словам Острайкера, кто угодно должен был бы догадаться. Вращающиеся маломассивные галактики неустойчивы, но проблему можно решить, увеличив массу. Но если просто добавить массу во вращающийся диск, то галактика останется такой же неустойчивой – модельные расчеты показали, что неустойчивость есть следствие самой дискообразной формы. Нет, добавочная масса должна быть распределена по огромному и более или менее сферическому гало, не участвующему в упорядоченном вращении