неожиданной стороны: от чешского иммигранта и бывшего инженера по имени Руди Мандл, который зарабатывал себе на жизнь тем, что мыл посуду в вашингтонском ресторане. Как-то раз, приехав в Принстон, Мандл попросил Эйнштейна рассчитать, что получится в результате гравитационного искривления лучей света, если две звезды находятся в точности на одной линии с Землей. Свет от более далекой звезды A, направленный прямо на Землю, конечно же, не дойдет до нас, потому что упрется в обратную сторону более близкой звезды B. А вот луч, идущий из звезды A под небольшим углом к направлению на Землю, пройдет вблизи звезды B, будет отклонен под действием ее притяжения и дойдет до Земли.

Идея эта заинтересовала Эйнштейна, и он выполнил соответствующие расчеты и опубликовал полученные результаты в 1936 году в короткой заметке в журнале Science1. Как написал Эйнштейн, «из закона отклонения следует, что наблюдатель, расположенный в точности на продолжении центральной линии AB, увидит не точечную звезду A, а светящуюся (sic!) окружность… вокруг центра B». Иными словами, далекая звезда будет выглядеть как маленькое светящееся кольцо вокруг более близкой звезды.

К сожалению, из расчетов Эйнштейна следовало также, что этот «самый любопытный эффект» ненаблюдаем: видимый диаметр светящегося кольца слишком мал. Всего год спустя Фриц Цвикки отметил, что эффект вполне может оказаться наблюдаемым для объектов других типов. Например, галактики – «туманности», как он продолжал называть их, – вполне могли представлять интерес для наблюдения искривления лучей света, причем величина и геометрические особенности эффекта будут зависеть от массы переднего объекта.

Цвикки сформулировал эту идею и ввел сам термин «гравитационная линза» в краткой заметке (письме в редакцию) в журнале Physical Review2. Он также понял, какие возможности гравитационное линзирование открывает для исследования темной материи. Напомню, что в своей работе, посвященной скоплению галактик в созвездии Волосы Вероники, о которой шла речь в главе 3, он предположил, что галактики могут оказаться гораздо массивнее, чем можно судить по их видимому содержанию. Согласно Цвикки, «наблюдения отклонения света вблизи туманностей могут стать самым прямым способом определения их масс и устранить… [имеющиеся] расхождения».

Из расчетов следовало, что идеальное светящееся кольцо – сейчас его называют кольцом Эйнштейна – наблюдается, только если далекий излучающий объект и более близкий линзирующий объект представляют собой точечные источники, расположенные в точности на одном луче зрения. В других случаях – когда мы имеем дело c неидеальной конфигурацией протяженных объектов вроде галактик – возможно появление на небе нескольких изображений одного и того же объекта или же изображение может иметь вид нескольких дугообразных фрагментов. Но на протяжении многих десятков лет все это оставалось на уровне теоретических рассуждений. И только в 1979 году, после смерти Цвикки, британский радиоастроном Дэнис Уолш с коллегами обнаружил первую гравитационную линзу, которая оказалась двойным квазаром в созвездии Большой Медведицы3.

Квазары (квазизвездные радиоисточники) представляют собой сияющие ядра далеких галактик. Они встречаются по всему небу, но вероятность обнаружения двух настолько похожих в такой близости друг от друга чрезвычайно мала. Угловое расстояние между этими двумя квазарами-близнецами, удаленными на миллиарды световых лет от нас, составляло менее 6 угловых секунд – это как если бы мы наблюдали свет фар автомобиля с расстояния около 300 километров. Такое расположение крайне маловероятно, и поэтому Уолш с коллегами не были уверены, что наблюдают два разных квазара. Но в сообщении об этом открытии, которое они опубликовали в журнале Nature, авторы не стали делать поспешных выводов о характере наблюдаемого объекта.

Последующие наблюдения подтвердили высказанную ими догадку, что два квазара на самом деле представляют собой один и тот же объект, «раздвоившийся» из-за гравитационного линзирования, вызванного тусклой галактикой, расположенной между квазаром и Землей. Эту галактику удалось разглядеть на снимках с длительной экспозицией, полученных на крупных телескопах.

С тех пор астрономы нашли еще много других гравитационных линз, в том числе несколько крестов Эйнштейна (четыре изображения одного далекого источника), протяженные светящиеся дуги (сильно искаженные изображения далеких галактик) и даже сплошные кольца Эйнштейна. Сейчас наблюдение таких «сильных» гравитационных линз – обычное дело, особенно для космического телескопа «Хаббл» с его орлиным зрением. Большинство линз обнаруживают в богатых скоплениях галактик – искривление лучей света в основном обеспечивается общей массой скопления, а отдельные галактики отвечают за особенности наблюдаемой картины.

Но множественные изображения, светящиеся дуги и кольца – это всего лишь верхушка айсберга. Кроме сильного есть еще и слабое гравитационное линзирование, порождающее менее заметные искажения изображений далеких галактик. Оно может вызываться расположенной на луче зрения самого разного рода гравитирующей материей – ведь, например, межгалактическое пространство заполнено разреженным газом и уже поэтому пространство-время не бывает идеально «плоским». По этой причине, как астроном Джеймс Ганн понял еще в 1967 году, изображение любой далекой галактики в какой-то степени искажено4.

Слабое линзирование позволяет оценить количество гравитирующей массы – в том числе и массы темной материи – в заданной области пространства. Дело в том, что расположенная на луче зрения масса слегка увеличивает и растягивает изображения слабых далеких галактик, и по величине этих искажений можно судить о вызывающей гравитационное линзирование массе. Правда, это не так просто, как может показаться на первый взгляд. Даже в отсутствие всякого линзирования форма у галактик вытянутая, потому что они, как правило, реально уплощенные, а мы не всегда видим их плашмя. Поэтому по наблюдениям одной галактики невозможно понять, в какой степени сплюснутость ее изображения вызвана слабым линзированием. Астрономы исследуют изображения как можно большего количества далеких галактик, стараясь найти небольшие отклонения от ожидаемого случайного распределения сплюснутости.

Идея состоит в следующем. Сначала надо пронаблюдать сотни (или тысячи, или даже миллионы) слабых далеких галактик. Потом проверить наличие отклонений от случайного распределения ориентаций. На основе этих отклонений построить карту распределения величины слабого линзирования, которое стало причиной этих малых искажений. Потом вывести из полученного распределения распределение массы в переднем фоне. И вуаля! Мы получили карту распределения массы в части Вселенной. А поскольку большая часть гравитирующей массы Вселенной имеет вид темной материи, полученная карта в основном отражает распределение именно темной материи вдоль луча зрения – первыми такую карту в 1984 году построили (правда, с довольно малой точностью) Энтони Тайсон с коллегами из Лабораторий Белла5.

Максим Маркевич из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики особенно не задумывался о темной материи и картах распределения массы, когда в октябре 2000 года приступил к наблюдениям расположенного в созвездии Киля далекого скопления галактик Пуля с помощью только что запущенной рентгеновской обсерватории «Чандра». Но благодаря сочетанию с наблюдениями гравитационного линзирования это