Сначала интуиция, а потом уж математика. Новые компьютерные модельные расчеты на основе той же самой программы, но с совершенно другим начальным распределением пробных частиц подтвердили это предположение: при наличии очень массивного сферического гало (с массой до двух с половиной масс диска) плоская вращающаяся галактика остается устойчивой и сохраняет свой аккуратный упорядоченный вид. В своей статье Острайкер и Пиблс сформулировали это так: «По-видимому, массивное гало – это самое подходящее решение для нашей Галактики». Ну и, разумеется, для других «холодных», то есть упорядоченно вращающихся, дисковых галактик.

Эпохальная статья «Численное исследование устойчивости уплощенных галактик, или Возможно ли выживание холодных галактик» цитируется во всех обзорах, посвященных изучению темной материи. И авторы всех таких обзорных публикаций напоминают, что Острайкер и Пиблс первыми показали, что галактики вроде нашей могут быть устойчивыми только при наличии огромного массивного гало из темной материи. (Позднее выяснилось, что случайные высокоскоростные движения в ядрах галактик тоже могут обеспечить устойчивость плоских вращающихся дисков, но большинство астрономов все же считают правильной именно первоначальную догадку.) При этом в 14-страничной статье ни разу не встречается словосочетание «темная материя». Хотя ученые и начали рассматривать гало как возможные вместилища темной материи, в 1973 году Острайкер с Пиблсом не хотели заходить так далеко. Было, конечно, очевидно, что заключенная в гало масса не должна была сильно излучать свет, – в конце концов мы не видим, чтобы спиральные галактики были окружены сияющими сферами. Но кто знает, быть может, все объясняется большим количеством очень тусклых звезд.

Так художник изобразил окружающее спиральную галактику наподобие нашей невидимое гало из темной материи (в виде размытого облака)

На самом деле астрономы уже знали, что у галактик есть гало – этот термин был впервые употреблен в 20-х годах прошлого века – а также что в этих гало обитают звезды. Например, десятки так называемых шаровых скоплений, каждое из которых состоит из огромного числа – до нескольких сотен тысяч – звезд, клубятся роем вокруг центра Млечного Пути, образуя близкую к сферической подсистему с сильной концентрацией к галактическому ядру. С точки зрения Острайкера и Пиблса, в гало вполне могло быть бесчисленное множество тусклых карликовых звезд, суммарная масса которых достаточна для обеспечения устойчивости Млечного Пути. Как писал еще в 1965 году Ян Оорт, «согласно оценкам, на [оранжевые и красные карликовые звезды] может приходиться около 5 % всей массы Галактики. Но невозможно оценить, какая еще масса сосредоточена в звездах меньшей светимости. Истинная масса гало остается совершенно неизвестной»6.

Ну и каковы же массы гало галактик? Или, другими словами, каковы массы спиральных галактик? Этому была посвящена вторая, гораздо более краткая статья Острайкера и Пиблса, опубликованная ими в 1974 году в соавторстве с израильским астрофизиком Амосом Яхилом, который в то время был приглашенным исследователем в Принстонском университете7. Острайкер считает эту статью более важной, чем первая. Но до начала конференции по черным дырам в том же самом корпусе Пьюпина остается всего около 15 минут, так что времени на более подробное обсуждение нет. «Почитайте статью», – говорит Острайкер.

Это дерзкая статья со смелым названием – «Размеры и массы галактик и масса Вселенной» – и к тому же со множеством радикальных утверждений. Уже самая первая строка вполне могла огорошить некоторых читателей в 1974 году. «Есть все больше оснований (и все более весомых) считать, что оценки масс обычных галактик занижены как минимум в 10 раз». Всего на четырех страницах Острайкер, Пиблс и Яхил подытожили разнообразные свидетельства того, что хлипкие на вид спиральные галактики на самом деле могут оказаться самыми настоящими тяжеловесами. Гораздо более массивными, чем можно судить на первый взгляд.

Галактику не положишь на весы, но есть другие способы оценки ее массы. Достаточно просто посмотреть, насколько сильно она притягивает своих соседей. Наша Галактика – Млечный Путь – окружена карликовыми галактиками. Размеры – и сравнительно четкие границы – этих спутников определяются соотношением между их собственным внутренним тяготением и массой Млечного Пути. Динамика малых групп галактик и обращающихся вокруг друг друга пар галактик служит источником информации о массах других таких звездных систем. И везде мы видим одно и то же: получаемые на основе этих данных оценки масс намного больше ожидаемых на основании наблюдаемого света. Или, на языке астрофизиков, мы везде обнаруживаем очень высокое отношение массы к светимости.

Что касается притяжения, то наш Млечный Путь и соседняя галактика Андромеды дают еще одно свидетельство в пользу огромных масс галактик. Несмотря на общее расширение Вселенной, в настоящее время эти две спиральные галактики под действием взаимного притяжения сближаются со скоростью 110 км/с. Еще в 1959 году Франц Кан из Манчестерского университета и астрофизик из Лейдена (а также ученик Оорта) Лодевик Вольтер пришли к выводу, что большую скорость сближения можно объяснить только предположив, что суммарная масса двух галактик и расположенного между ними вещества составляет порядка триллиона масс Солнца – то есть опять получается очень большое отношение массы к светимости8.

Что касается меньших масштабов, то из результатов тогда еще новых радиоастрономических наблюдений (о которых подробнее пойдет речь в главе 8) следовало, что и у самих спиральных галактик должно быть большое отношение массы к светимости. Согласно этим предварительным результатам, внешние области спиральных галактик вращаются слишком быстро – а это говорит о том, что в них сосредоточена большая масса. Иначе они бы просто распались. И при этом начиная с определенного расстояния от центра яркость галактики резко снижается. Так что и в этом случае количество излучаемого света не согласуется с требуемым значением массы.

Более сильное притяжение, бо́льшие размеры и масса. Похоже, что астрономы сильно недооценили галактики и силу притяжения материи. И где же могла скрываться вся эта малоизлучающая материя? Правильно – конечно же в гало, которое, как показали Острайкер с Пиблсом, необходимо в первую очередь для обеспечения устойчивости звездной системы. В своей работе 1974 года с Яхилом они предположили, что гало галактик могут состоять в основном из звезд низкой светимости (в этой второй статье темная материя не упоминается вовсе), но теперь появились основания для серьезного беспокойства. Десятикратное увеличение оценки массы – откуда же взять столько карликовых звезд?

Но в названии статьи есть еще и вторая часть: масса Вселенной. Если известно среднее значение отношения массы к светимости для галактик, то, оценив число галактик в пределах определенного расстояния, нетрудно рассчитать среднюю плотность в ближней части Вселенной (даже я могу это сделать). Острайкер, Пиблс и Яхил