в 1983 году, но уже из первых результатов стало ясно, что галактики группируются в гигантские «стенки» и волокна вокруг пустот, в которых почти ничего нет. Любая заслуживающая доверия теория – или компьютерная модель – Вселенной должна как минимум объяснять или воспроизводить именно такого рода крупномасштабную структуру.

В то время количество пробных частиц в большинстве астрофизических моделей системы N тел обычно не превышало 1000 или около того3. В случае трехмерного моделирования это соответствует кубу размером всего 10 × 10 × 10 пробных частиц – намного меньше, чем надо для моделирования Вселенной. Но в 1979 году Дэвис узнал про новую, гораздо более эффективную компьютерную программу. Он направлялся на международную конференцию по космологии в Таллине (Эстония), и проще всего оказалось туда добраться паромом через Балтийское море из Хельсинки. На пароме он встретил Джорджа Эфстатиу, который собирался на ту же конференцию. Эфстатиу был молодым британским студентом, сыном кипрских иммигрантов. Денег у него не было, Дэвис угостил его ужином, и они стали друзьями на всю жизнь.

Эфстатиу общался со специалистами по физике конденсированных сред, изучавшими процессы плавления в атомных решетках. Это очень далеко от космологии (хотя бы потому, что на масштабах атомов гравитация не играет никакой роли), но ученые разработали программу, способную работать с кубами размером 32 × 32 × 32 элемента – это целых 32 768 пробных частиц! Эфстатиу как раз переписывал эту программу так, чтобы сделать ее пригодной для космологических расчетов. Быть может, таким образом наконец получится создать подробную модель, пригодную для сравнения с данными обзоров красных смещений Центра астрофизики Гарвардского университета – в то время единственной заслуживающей доверия трехмерной карты реальной Вселенной.

Другого члена «банды» Дэвис встретил еще раньше, во время саббатикала – академического творческого отпуска [15] в Кембриджском университете. Саймон Уайт студентом изучал прикладную математику в душном подвальном помещении без окон в одном из университетских зданий в центре города. Но как-то, оказавшись в расположенном к западу от города Кембриджском астрономическом институте с его залитыми солнцем комнатами и усаженными нарциссами лужайками, он решил сменить область деятельности. Они с Дэвисом снова встретились в Калифорнийском университете в Беркли, где Уайт в 1980 году стал старшим научным сотрудником, а Дэвис в 1981-м стал работать на постоянной ставке. В это время Уайт занимался тем, что, основываясь на своем опыте в математике и астрономии, разрабатывал компьютерную программу для моделирования взаимодействий в скоплениях галактик. А не хотел бы он попробовать смоделировать целую Вселенную? Разумеется, да!

Тем временем в Англии Эфстатиу подружился со студентом Карлосом Френком – сыном эмигрировавшего из Германии мексиканского врача и пианистки. После успешной защиты Френком и Уайтом диссертаций в Кембридже в 1981 году Френк перебрался в Беркли, где стал одним из первых постдоков Дэвиса и занимался анализом результатов Обзора красных смещений Центра астрофизики. А Эфстатиу, который раньше занимал должность постдока в Беркли, но вернулся в Кембридж, периодически прилетал в Калифорнию к своим друзьям, чтобы осуществить их величественный замысел по моделированию роста структуры Вселенной.

В те времена мощные компьютеры были очень громоздкими, медленными, да к тому же их было мало. Имевшаяся в Беркли машина – компьютер VAX‑11/780 фирмы Digital Equipment – занимала бо́льшую часть комнаты и при этом имела всего лишь 16 мегабайт (Мбайт) внутренней памяти. На моделирование одного варианта уходило больше суток. Для сравнения, в наше время обычный серийный макбук способен выполнить такие расчеты менее чем за 30 секунд.

Эфстатиу с Френком воспользовались возможностями компьютерной сети «Старлинк» (Starlink) из нескольких связанных друг с другом компьютеров VAX в астрономических исследовательских центрах, разбросанных по всей Великобритании, и задействовали все доступные им машины. Когда оказалось, что сетью «Старлинк» можно было пользоваться не более двух часов подряд, после чего следовало подавать новую заявку на компьютерное время, Эфстатиу написал хитроумный скрипт, позволивший обойти это ограничение. Конечно, другие ученые начали жаловаться на проблемы с доступом к сети, но что могло быть важнее моделирования Вселенной?

Из первых результатов моделирования, опубликованных Уайтом, Френком и Дэвисом в 1983 году, стало ясно, что горячая темная материя (например, нейтрино) не годится для воспроизведения реальной Вселенной4. Выяснилось, что быстродвижущиеся частицы медленно скучиваются в очень большие структуры, по размеру сравнимые со сверхскоплениями галактик. Для образования галактик эти структуры должны распасться на более мелкие сгустки. И по причине «нисходящего» характера этого сценария (от большого к малому) самые мелкие из концентраций вещества – «зародыши» галактик – обнаруживаются исключительно внутри структур размером со сверхскопления. В таких компьютерных моделях в пустотах между сверхскоплениями нет вообще никаких галактик.

В реальности же из наблюдений следует, что, наоборот, галактики появились на весьма раннем этапе эволюции Вселенной, еще до образования сверхскоплений. Да к тому же пустоты не совсем пустые – в них встречаются изолированные галактики, хотя и в небольшом количестве. А это как раз получается в моделях с холодной темной материей, и дальнейшие исследования ученые стали проводить именно с ними. Из-за меньшей скорости движения частиц холодная темная материя сначала «кучкуется» в небольшие гало размером примерно с карликовые галактики. После образования первых малых галактик (в процессе аккреции барионной материи) большинство их начинают сливаться в более крупные галактики, которые потом объединяются в группы, скопления и наконец в сверхскопления – и процесс этот все еще продолжается в настоящее время.

«Банда четырех», как окрестил эту группу ученых астрофизик Крис Макки из Беркли, работала не покладая рук на протяжении рождественских каникул в конце 1983 года и также во время четырехмесячного семинара по крупномасштабной структуре Вселенной, который проводился в Санта-Барбаре в 1984-м. В мае 1985 года они опубликовали первые результаты и выводы в The Astrophysical Journal5. Все сказано уже в заглавии: «Эволюция крупномасштабной структуры Вселенной с преобладанием холодной темной материи». Авторы пишут: «Примечательно, что распределение холодной темной материи весьма точно воспроизводит очень многие особенности наблюдаемого распределения галактик. <…> Согласие кажется просто неправдоподобно замечательным, но, возможно, это свидетельствует о том, что мы наконец приближаемся к правильному решению проблемы недостающей массы».

В последующей статье, опубликованной в октябре в журнале Nature, группа представила результаты моделирования с формированием, а в некоторых случаях – со слиянием, отдельных гало темной материи и образованием весьма реалистичной популяции дисковых (с плоскими кривыми вращения и прочими особенностями) и эллиптических галактик6. Неужели холодная темная материя решает все загадки, над которыми бились астрономы? Было похоже, что это так. А то, что никто до сих пор не смог обнаружить ни одной частицы