Астронет: Я. Э. Эйнасто /Тартусская АО Сказание о темной материи http://www.variable-stars.ru/db/msg/1233291/text.html

Сказание о темной материи

Яан Эйнасто©, академик АН Эстонии, профессор, Тартуская обсерватория (Перевод с эстонского: Влад Пустынский©)

1. Пролог

Случилось мне как-то прочесть книгу Томаса Куна «Структура научных революций». Дело происходило в середине 1970-х годов, проблема темной материи была актуальна, и борьба сторонников и противников этой концепции была в самом разгаре. Я обратил внимание на то, что открытие темной материи очень напоминает описанные Куном научные революции. А в 1985 году в Принстонском университете состоялась конференция, посвященная темной материи. В заключительном слове Скотт Тремейн назвал историю ее обнаружения типичной научной революцией. Бинни и Тремейн в своей монографии о динамике галактик также подчеркивали революционный характер открытия темной материи.

Тартуские астрономы участвовали в изучении темной материи длительное время – начиная с основателя современной эстонской астрономической школы Эрнста Эпика и его ученика Г. Кузмина и вплоть до ее нынешних представителей. Проблема темной материи занимала астрономов многих стран, и все они пришли к этой проблеме разными путями. Я попытаюсь здесь рассказать, каким путем к проблеме темной материи пришли тартуские астрономы, и какими были наши трудности при решении этой проблемы. Очевидно, что история темной материи в рассказе, скажем, принстонского астронома звучала бы иначе. Но в данном случае разные точки зрения дополняют друг друга.

2. Эпик и природа галактик

Эрнст Эпик родился в маленьком городе Кунда в 1893 году. Он начал занятия физикой и математикой самостоятельно еще в школьные годы. Чтобы получить университетское образование, Эпик отправился в Москву, где репетиторством легче было заработать на жизнь. Так как основы физики и математики к этому времени уже были ему ясны, он сразу мог приступить к исследовательской работе. Эпик пытался разобраться в небесных явлениях, а нерешенных проблем в то время было предостаточно. Еще совсем недавно астрономы были убеждены, что все видимые невооруженным глазом звезды и бесчисленное множество слабых звездочек образуют большую звездную систему – Галактику, которой принадлежит и наше Солнце – рядовая звезда. В то время многие астрономы отождествляли Галактику со всей Вселенной. Например, в 1914 году вышла из печати монография сэра Артура Эддингтона «Движение звезд и строение Вселенной». На самом деле речь там шла только о движении звезд в Млечном Пути, то есть в нашей Галактике.

Рис. 1. Эрнст Эпик с супругой и автором на съезде Международного астрономического союза в Брайтоне, Англия, 1970 год.

Выяснение размеров Галактики наталкивалось на трудности. Не было известно, ослабевает ли излучение вследствие поглощения и искажается ли тем самым видимая яркость звезд; их яркость была важна для определения расстояний.

В одной из своих первых работ (опубликованной в 1915 году) Эпик рассматривает этот вопрос. Он разрабатывает метод определения плотности вещества вблизи плоскости Галактики по вертикальным движениям звезд относительно этой плоскости: это позволяло найти количество материи, поглощающей свет. Звезды движутся относительно плоскости симметрии вверх-вниз. Чем больше вертикальная скорость, тем выше звезда может подняться над плоскостью Галактики. Сравнение скоростей и расстояний позволяет вычислить силу гравитационного поля и плотность вещества в плоскости Галактики. Изучая доступные ограниченные данные, Эпик находит, что плотность вещества вблизи галактической плоскости вполне согласуется с известным количеством звезд. Отсюда он делает вывод, что в Галактике не может быть большого количества поглощающей темной материи: в противном случае его влияние на вертикальные движения звезд было бы заметным. Насколько нам известно, это было первое исследование темной материи в нашей Галактике. Как мы увидим далее, звездные астрономы впоследствии обращались к этой проблеме неоднократно.

Другой нерешенной проблемой была природа туманностей. К тому времени с помощью телескопов были открыты тысячи туманностей. Некоторые из них (например, туманность в созвездии Ориона) походили на газовые облака. Другие имели вид диска или кольца (за внешнюю схожесть с планетами их назвали планетарными туманностями). Третьи имели спиральную структуру. Встречались и туманности эллиптической формы. Мнения астрономов о природе туманностей разделились: некоторые думали, что это газовые образования внутри нашей Галактики, другие приводили доводы в пользу того, что туманности находятся на больших расстояниях от Галактики и образуют независимые «острова» во Вселенной.

Для обсуждения этой проблемы Национальная академия наук США в 1920 году организовала публичную дискуссию, в которой известные американские астрономы Кертис и Шепли выступили с доводами в пользу каждой из точек зрения. Но это обсуждение не дало результата. Оно наглядно показало, что научную проблему путем дискуссий не решить: решение можно отыскать, лишь глубоко изучив вопрос. Участники того обсуждения даже не догадывались, что ответ на поставленный вопрос уже был к тому времени известен. Эрнст Эпик также питал к этому вопросу интерес. Он внимательно следил за научной литературой и обратил внимание на то, что американский астроном Слайфер измерил скорость вращения галактики в созвездии Андромеды (так называемой Туманности Андромеды). Это потребовало от него героических усилий: чувствительность фотопластинок в то время была не слишком высока, а телескопы недостаточно мощны. Слайфер потратил несколько ночей на то, чтобы зарегистрировать на фотопластинке спектр центральной, самой яркой области Туманности Андромеды. Выяснилось, что спектральные линии немного наклонены. Это указывало на вращение Туманности: на одном ее краю вещество удаляется от наблюдателя, а на другом приближается к нему. Такое движение приводит к наклону спектральных линий в соответствии с законом Доплера. К счастью для Эпика, американские астрономы не сумели оценить важность этого наблюдения. Ломая голову над тем, как приложить это наблюдение к решению проблемы туманностей, Эпик вскоре нашел, как вычислить расстояние до Туманности Андромеды.

Его идея такова. При удалении от нас линейный размер уменьшается обратно пропорционально расстоянию, а светимость – как квадрат расстояния. Видимую светимость центральной части Туманности Андромеды можно легко найти по фотометрическим наблюдениям. Абсолютная же светимость связана с массой. И видимую, и абсолютную светимости можно выразить в солнечных единицах. Эпик сделал важное допущение: он предположил, что Туманность Андромеды сходна с нашей Галактикой, и потому отношение массы к светимости у нее такое же, как у нашей Галактики. Эту величину можно найти, опираясь на данные о Млечном Пути. Использовав найденное им самим значение плотности вещества в Галактике, Эпик получил, что отношение массы к светимости у туманности Андромеды равно 2,63 (в солнечных единицах). Последним шагом в этом рассуждении было взаимное увязывание видимой и абсолютной яркости Туманности Андромеды с ее видимым и абсолютным линейным размером, что позволило определить расстояние до Туманности Андромеды. В результате Эпик получил 785 кпк (около 2 миллионов световых лет). Это расстояние более чем десятикратно превышает размер нашей Галактики. Следовательно, речь идет о самостоятельной галактике вне Млечного Пути. Свои результаты Эпик доложил в 1918 году на заседании Московского общества любителей астрономии. Они были столь важны, что Эпик повторил анализ, воспользовавшись новыми данными об отношении массы к светимости, и на сей раз опубликовал их в ведущем астрономическом журнале Astrophysical Journal в 1922 году.

Несколько лет спустя расстояние до Туманности Андромеды измерил американский астроном Хаббл, воспользовавшись совсем другой методикой. Ему посчастливилось обнаружить в Туманности Андромеды переменные звезды (так называемые цефеиды). Периоды цефеид тем больше, чем ярче звезда. Отношение периода к светимости можно было калибровать по цефеидам в нашей Галактике. Хаббл нашел расстояние до Туманности Андромеды равным 220 кпк. По современным данным, это расстояние равно 700 кпк. Таким образом, результат Эпика точнее результата Хаббла.

В этих работах Эпик выяснил природу спиральных туманностей. Одновременно он показал, что наша Вселенная много больше, чем полагали ранее. Долгое время честь первого определения расстояния до Туманности Андромеды приписывалась Хабблу, и лишь в последнее время работу Эпика тоже заметили.

Пару лет спустя Хаббл сделал очень важное открытие: он обратил внимание на то, что галактики удаляются от нас тем быстрее, чем дальше они находятся. Отсюда можно заключить, что вся Вселенная расширяется. Следует добавить, что Эпик был в числе первых астрономов, кто из факта расширения сумел сделать вывод не только о том, что Вселенная расширяется, но и о том, что она сравнительно недавно образовалась. В то время было распространено мнение, что возраст Галактики (а значит, и Вселенной) составляет по меньшей мере 100 триллионов лет. Этот вывод основывался на анализе движения звезд. Взаимные сближения звезд и столкновения крайне редки; тем не менее, данные об их движении свидетельствуют о том, что звезды образуют в Галактике хорошо перемешанную равновесную систему, подобно молекулам и атомам в обычном газе. Вычисления того времени показывали, что время, требуемое для достижения равновесия, составляет не менее триллиона лет. Эпик показал, что целый ряд не зависящих друг от друга методов указывает на значительно меньший возраст Вселенной. Во-первых, это возраст метеоритов и горных пород на Земле, который уже умели определять по соотношению радиоактивных изотопов: возраст старейших метеоритов составлял 3-4 миллиарда лет. Во-вторых, это возраст самих звезд. К началу 30-х годов Эпику уже были известны основные источники энергии звезд и основы теории звездной эволюции. Ему было ясно, что главный источник энергии звезд – превращение водорода в гелий в термоядерных реакциях. Скорость высвобождения энергии в этих реакциях, вместе со скоростью излучения энергии, также были приблизительно известны, что позволяло оценить возраст звезд. Оказалось, что горячие гиганты еще очень молоды; их существование свидетельствует о том, что звездообразование в Галактике продолжается до сих пор. Возраст звезд типа Солнца Эпик оценил примерно в 3 миллиарда лет. В Млечном Пути имеется множество звездных скоплений, которые распадаются со временем. Эпик оценил их динамический возраст в несколько миллиардов лет. И, наконец, расширение Вселенной. Если мир сейчас расширяется, значит, ранее его размеры были меньше, и по скорости роста его размеров легко определить время расширения. Оно, по данным того времени, составляло примерно 2 миллиарда лет. Эпик обратил внимание на то, что все эти независимые оценки возраста приводят приблизительно к одному и тому же результату. Он сделал вывод, что это совпадение не может быть случайным: оно указывает на зарождение Вселенной несколько миллиардов лет назад – вероятно, в результате какого-то взрыва.

Современные данные подтвердили правильность рассуждений Эпика. Только Вселенная оказалась куда более старой: ее возраст около 15 миллиардов лет. Этими открытиями завершилась первая великая смена парадигм в современной космологии: на смену миру Млечного Пути пришел расширяющийся мир сравнительно недавно возникших галактик. Приятно констатировать, что в формировании этой картины мира несколько решающих шагов сделал эстонский астроном Эрнст Эпик.

3. Григорий Кузмин и проблема локальной темной материи. Начало строительства новой обсерватории

Исследования строения галактик, начатые Эпиком, продолжил Григорий Кузмин. Он родился в Выборге в 1917 году. Вскоре семья перебралась в Таллин, где Григорий получил среднее образование. Еще школьником он проявлял интерес к астрономии, и учеба в Тартуском университете стала естественным продолжением его образования. В Тарту научным руководителем Григория Кузмина стал Эрнст Эпик. Как и его наставник, Кузмин приступил к научным исследованиям еще студентом. Первой его работой было исследование эволюции космической пыли в окрестностях Солнца. За этой работой последовало определение плотности вещества в плоскости Галактики по вертикальным колебаниям звезд, а также разработка детальной модели строения и динамики Туманности Андромеды. Этот перечень удивительным образом перекликается с юношескими работами Эпика. Первые важные результаты Кузмин получил еще в 1942 году, но в годы войны они остались неопубликованными (как и первая работа Эпика о расстоянии до Туманности Андромеды). Ранее Тартуская обсерватория входила в состав Тартуского университета. В 1947 году при Эстонской Академии наук создали Институт физики, математики и механики, в состав которого включили и обсерваторию. Поначалу новый институт оказался не в состоянии определить поле своей деятельности, но в 1950 году его директором назначили академика Акселя Киппера, астронома, который также получил образование в довоенный период. По инициативе Киппера возобновилось издание публикаций Тартуской обсерватории. Так у Кузмина появилась возможность опубликовать свои работы. В 1952 году он опубликовал три статьи, посвященные плотности вещества в окрестностях Солнца, модели нашей Галактики и третьему интегралу движения звезд.

Рис. 2. Григорий Кузмин объясняет расчет локальной плотности в Галактике. 1970-е годы.

Тем временем приобрела актуальность задача определения плотности материи вблизи галактической плоскости. Ей занимался известный голландский астроном Ян Оорт. В опубликованной в 1932 году работе он нашел, что известных звезд недостаточно для объяснения вертикального ускорения звезд в Галактике, вследствие чего приходится предположить наличие темной материи вблизи галактической плоскости. Задачей работы Кузмина, судя по всему, и была проверка результатов Оорта. Рассуждения Кузмина были такими же, как и у его предшественников, но он усовершенствовал методы определения гравитационного ускорения и плотности вещества. Во-первых, Кузмин нашел, что для определения плотности нет необходимости рассчитывать гравитационное поле в целом (как полагал Оорт), достаточно найти лишь скорость изменения гравитационного ускорения вблизи галактической плоскости. Эта скорость имеет простую связь с отношением средней скорости звезд к толщине звездной популяции. Во-вторых, Кузмин нашел, как можно добиться взаимной компенсации ошибок определения скоростей и координат звезд; таким образом, уменьшается влияние на результат неизбежных ошибок измерения. Полученные результаты Кузмин представил в форме кандидатской диссертации, которую успешно защитил в 1952 году. Основной ее вывод заключался в том, что наблюдательные данные не подтверждают наличия темного вещества вблизи галактической плоскости.

Тем самым Кузмин бросил вызов как Оорту, так и московским астрономам, которые также занимались этой проблемой и подтвердили гипотезу о наличии темного вещества вблизи галактической плоскости.

Однако этим дело не ограничилось. В своей второй работе (опубликованной в тот же год) Кузмин разработал новый метод описания строения Галактики. Важной ее частью было отыскание связи между скоростью вращения Галактики и ее плотностью. Ранее использовалась модель, в которой гравитационное поле представлялось набором эллипсоидов равной плотности. Кузмин создал модель, в которой плотность могла меняться непрерывно. Это позволило намного точнее описать изменение плотности и скорости вращения. Галактика не похожа на Землю, которая ограничена твердой поверхностью: она подобна газовому облаку, у нее нет твердых краев. Роль молекул газа в Галактике играют звезды. Кузмин, помимо более точной эмпирической модели, предложил также ее теоретическую интерпретацию, разработав так называемую теорию третьего интеграла движения звезд. Интегралы движения – это величины, которые остаются постоянными при движении звезд в Галактике. Хорошо известны два интеграла движения: интеграл энергии и интеграл момента импульса. У третьего интеграла нет наглядной интерпретации, но он необходим, чтобы объяснить вид звездных орбит.

Первоначально эти результаты появлялись только в публикациях Тартуской обсерватории. Вскоре открылась возможность представить их астрономическому сообществу. В начале 1950-х годов. Киппер задумал создать новую обсерваторию, за пределами Тарту, где условия наблюдения лучше. Идея была не нова, об этом тартуские астрономы задумывались как перед Первой, так и перед Второй мировыми войнами. Однако обстоятельства не позволили осуществить это намерение. После второй мировой войны многие астрономические центры в Советском Союзе приступили к строительству новых обсерваторий; в других странах это было сделано значительно раньше. Чтобы обеспечить финансирование задуманного проекта, Киппер счел нужным заручиться поддержкой астрономического сообщества. С этой целью весной 1953 года в Тарту было созвано всесоюзное совещание или, как тогда называли, выездное заседание Астрономического совета. В это время я как раз находился в Москве, выписывая из каталогов необходимые для моего исследования данные. Со стороны Москвы одним из активных организаторов выступил профессор Павел Петрович Паренаго, признанный авторитет в изучении строения Галактики. Мы вместе обсуждали программу Пленума, в которую было включено примерно равное количество докладчиков из Москвы и из Тарту. Со стороны Москвы основным докладчиком был сам Паренаго: он как раз завершил цикл исследований по теме, очень близкой к теме работ Кузмина. С нашей стороны основными докладчиками был директор института профессор Аксель Киппер и Григорий Кузмин. Слово получили и молодые астрономы: помимо меня, выступали даже студенты и любители астрономии.

Доклады тартуских астрономов оставили глубокое впечатление. Киппер говорил о своей теории скоростей в газовых туманностях, которая как никогда точно объясняет их строение. Эта теория до сих пор служит основой при интерпретации спектров газовых туманностей. Но особый интерес вызвали доклады Паренаго и Кузмина, посвященные одному и тому же вопросу. Паренаго был блестящим лектором и излагал свои результаты с присущей ему простотой и ясностью. Кузмин же в ту пору оставался еще малоизвестным молодым ученым, и можно было опасаться, что тягаться с московскими светилами будет для него безнадежным делом. И в самом деле, докладу Кузмина не хватало присущего Паренаго блеска. Тихим голосом он шаг за шагом развивал разработанную им модель, обосновывал свои нововведения и сравнивал ее с более ранними, в особенности с моделью Паренаго. По ходу изложения становилось все яснее, что подход Кузмина глубже и шире, а его модель представляет совершенно новый шаг в изучении строения Галактики. В итоге у всех возникло ощущение, что тартуские астрономы на сей раз победили московских со счетом 2:0. Надо отдать должное гостям из Москвы: они нисколько не позавидовали, а признали высокий уровень тартуских астрономов и горячо поддержали наши планы по развитию обсерватории.

Эта история имела и другие последствия. У нас в то время было модным принижать результаты своих ученых. В руководстве Эстонской Академии наук царило мнение, будто наши астрономы занимаются несущественными проблемами, и что пора бы заняться более важными делами, например, мичуринской биологией. Чтобы помочь в организации «похорон» астрономии, на конференцию в Тарту Академия наук направила вице-президента Густава Наана. Он прослушал доклады и с удивлением отметил, что дела обстоят совершенно иначе. Надо отдать должное и ему: Наан быстро изменил свое мнение, и в его лице астрономы приобрели главного своего защитника в академических кругах.

После Пленума Киппер пригласил тартуских астрономов к себе домой на торжественный ужин. Нас тогда было немного, и мы все поместились за его столом. После первого бокала Киппер окинул взглядом собравшихся и сказал: «Ну, ребята пора браться за дело». Была образована коллегия, – неофициальный орган, который занялся подготовкой к созданию новой обсерватории. Первым делом надо было подыскать подходящее место. Для этого мы с супругой и студентами выезжали на велосипедах на север и юг от Тарту в поисках возвышенности, где бы можно было построить обсерваторию. Любопытное совпадение: наша первая остановка 12 июня 1953 года была как раз на возвышенности Тыравере, то есть там, где позднее обсерваторию и построили. В последующие годы к северу и югу от Тарту в избранных местах проводились метеорологические наблюдения. Мы не рассчитывали обнаружить различия в качестве изображений звезд, а пытались найти возможные различия в количестве ясных ночей, частоте осенних туманов, и т. п. Существенных различий между севером и югом мы не нашли и выбрали южное направление. 12 января 1957 года весь коллектив обсерватории выехал автобусом, чтобы сравнить разные места и принять окончательное решение. Местом стройплощадки мы выбрали возвышенность примерно в километре от шоссе Тарту-Рига и от железнодорожной станции.

Киппер считал важным удаленность от больших магистралей, чтобы движение не мешало нашей работе, в особенности астрономическим наблюдениям. С другой стороны, было важно, чтобы остановка автобуса и поезда находились не слишком далеко. Как показала наша жизнь в новой обсерватории, Киппер оказался прозорлив в своем расчете.

Весной 1957 года начались строительные работы, и в мае 1961 года первые астрономы перебрались в Тыравере, в их числе и наша семья. Главное здание обсерватории еще не было достроено, и несколько лет рабочими помещениями служили две квартиры.

Так или иначе, заботы по созданию новой обсерватории оставляли время и для науки. Моделирование галактик по-прежнему сохраняло актуальность. В 1956 году голландский астроном Мартен Шмидт опубликовал работу, в которой предложил новую модель Галактики. Она, как и ранее разработанные в Голландии модели, представляла Галактику набором из множества эллипсоидов равной плотности. Но в отличие от прежних моделей, Шмидт попытался представить реальные звездные популяции. Он также уточнил значения характеристических параметров. Его модель получила очень широкое признание астрономического сообщества. В ней приводилась также новая оценка плотности вещества в окрестности Солнца. Шмидт нашел, что плотность вещества заметно превосходит ту величину, которая следует из плотности звездного населения. Иными словами, согласно его оценке, в плоскости Галактики имеется значительное количество темной материи. К такому же выводу через пару лет придет и крупный голландский авторитет в астрономии Ян Оорт.

Результат голландцев примерно в два раза отличался от значения, найденного тартускими астрономами. Для объяснения возможных причин этого Кузмин заново проанализировал свой материал и тщательно сравнил результат с результатами других авторов. Он также порекомендовал своим ученикам Хейно Ээлсалу и Михкелю Йыэвэеру заново определить плотность на основе нового наблюдательного материала и по иной методике. Результаты Ээлсалу были готовы в 1959 году, Йыэвэер опубликовал свои результаты в 1972 и 1974 годах. Как новый анализ самого Кузмина, так и результаты Ээлсалу и Йыэвэера подтвердили ранние выводы Кузмина: все данные указывали на то, что в окрестности Солнца количество темной материи пренебрежимо мало.

Проблема локального темного вещества в Галактике остается актуальной по сей день. В 1980-х годах ей занимался Джон Бакол, один из ведущих американских астрономов. Он разработал модель, которая во многих отношениях напоминает модель Шмидта. Бакол уделил большое внимание определению плотности вещества в окрестности Солнца. Согласно его данным, плотность темной материи сопоставима с плотностью обычного вещества; иными словами, полная плотность материи примерно вдвое превосходит плотность обычного вещества. В 1985 году в Принстонском университете состоялась первая организованная Международным астрономическим союзом конференция, посвященная изучению темной материи. У меня была возможность в ней участвовать. В своем докладе я представил обзор результатов Кузмина, Ээлсалу и Йыэвэера. За докладом последовало обсуждение, и слово взял Джон Бакол. Он обратил внимание на различие между результатами тартуских – иными словами, советских, то есть восточных – и западных астрономов. Бакол подчеркнул, что у нас, на Востоке, пользовались старыми и неточными данными. В своем ответе мне хотелось отметить, что тартуская астрономическая школа создана Эпиком, и мы не желаем, чтобы нас считали беспомощными восточными астрономами, и что нам совершенно не хочется рассматривать эту научную дискуссию как политический спор на фоне проблем между Востоком и Западом. Все-таки я удержался от колкостей и ограничился тем, что подчеркнул исключительную способность Кузмина найти верный результат даже на основе не лучшего наблюдательного материала. Позднейшие исследования еще раз подтвердили результаты Кузмина. К чести Бакола нужно сказать, что в сборнике работ конференции он достаточно подробно описал, в приложении к своему докладу, метод Кузмина. Этот инцидент не омрачил наших отношений. Я гостил дома у Бакола, у тартуских астрономов имеется тесный научный контакт с его супругой Нетой Бакол (она, как и мы, исследует макроструктуру Вселенной).

4. Населения Галактики

Впервые я столкнулся с проблемой темного вещества в 1952 году, после окончания университета. Кузмин занимался расчетами по своей модели, и мы обычно помогали друг другу: он помогал «шлифовать» статьи молодым астрономам (в том числе и мне), а мы помогали ему с расчетами и подготовкой работ к печати. Нужда в том была: Кузмин быстро решал новые задачи, однако подготовка работ была для него весьма затруднительной. По этой причине его результаты порой надолго застревали в «культурных слоях» на рабочем столе в ожидании лучших времен.

Случилось так, что я занимался вычислениями для новой модели Кузмина. В роли исходных данных выступала кривая вращения Галактики. Решая интегральное уравнение, из нее нужно было найти распределение плотности как функцию расстояния от центра Галактики. Вычисления проводились вручную, в основном с помощью логарифмической линейки. Когда требовалась высокая точность, использовался механический арифмометр – «Rheinmetall» или «Феликс». Для модельных расчетов почти всегда хватало логарифмической линейки. Промежуточные результаты приходилось записывать, а всю схему вычислений нужно было тщательно продумывать, чтобы не ошибиться в расчетах. Кривую вращения можно было задавать как напрямую, на основе наблюдений, так и аналитической формулой (Паренаго, кстати, пользовался в своей модели аналитическим выражением). В ходе расчетов выяснилось, что распределение плотности очень чувствительно к небольшим изменениям кривой вращения. Если, например, на краю Галактики скорость вращения падает слишком быстро, то из нее получается отрицательная плотность, – а это, конечно, невозможно. Некоторое время пришлось поломать голову, как избавиться от отрицательной плотности. Наконец я нашел, что на основе кривой вращения достаточно вычислять плотность лишь до таких расстояний от центра, где быстрое падение плотности становится очевидным. Эти расстояния соответствуют внешним областям Галактики. На бóльших удалениях от центра имеет смысл исходить уже не из кривой вращения (точность которой недостаточна), а из плотности. Плотность следует экстраполировать до границы Галактики, где она сходит на нет. Сначала я экстраполировал численно, позже использовал для плотности аналитические выражения. Конечно, они не были взяты «с потолка»: ход плотности можно легко проследить в других галактиках и найти подходящие аналитические формулы. Чаще всего для хода плотности используется экспоненциальная модель.

Когда мы сравнили модели Кузмина и Паренаго, оказалось, что на периферии Паренаго смело использовал аналитическую кривую вращения, для которой во внешних областях Галактики плотность получалась отрицательной. Наши расчеты показали, что если исходить из разумной экстраполяции плотности, то скорость во внешних областях вращения отличается от той, что предсказывала модель Паренаго. Однако различие не превосходило неопределенности, обусловленной погрешностью наблюдений. Из этого простого модельного приема со временем вырос новый метод моделирования, и спустя пару десятилетий он привел к открытию темной материи во внешних областях галактик. Но путь к этому предстоял еще долгий.

Тогда, в начале 1950-х годов, это было лишь простое упражнение для разминки. Основное внимание я уделял исследованию кинематики галактических популяций. Это направление продолжало традиционную для Тарту тематику: прослеживание звездной эволюции по кинематическим данным. Основные черты звездной эволюции Эрнст Эпик выяснил уже в своей фундаментальной работе, опубликованной в 1938 году. Он показал, что основной источник энергии звезд – ядерные реакции в центре звезды, где водород превращается в гелий. Этот источник долгое время питает звезду. Когда же водород заканчивается, источник энергии в центре звезды исчезает, и ее центральная часть сжимается под воздействием собственной тяжести. Внешняя оболочка при этом расширяется – так звезда-карлик становится звездой-гигантом. Гигант получает энергию при горении тонкого слоя водорода, а затем гелия. Этот источник энергии недолговечен; когда он истощается, звезда превращается в очень тусклый белый карлик.

Однако в те годы об эволюции звезд царило совершенно иное представление: считалось, что звезда начинает свое развитие как красный гигант, потом превращается в белый гигант и затем перемещается по главной последовательности вниз, становясь желтым и, наконец, красным карликом. В теорию Эпика верить не хотели – ее противниками были ведущие мировые авторитеты. По этой причине в середине 1930-х годов профессор Таавет Роотсмяэ начал исследовать кинематику звездных популяций. Его работа помогла прояснить путь развития звезды. Суть исследования состоит том, что звездная популяция очень долго сохраняет свое кинематическое состояние. Роотсмяэ предположил, что звезды зарождаются из первичного дозвездного газа. Газ, сжимаясь, постепенно превращается в звезды. Звездные популяции разного возраста сохраняют те кинематические характеристики, которыми обладал газ в момент возникновения соответствующей популяции. Роотсмяэ сравнил кинематические параметры гигантов и карликов (среднюю дисперсию скоростей, скорость обращения вокруг центра Галактики) и нашел важные свидетельства в пользу эволюционной теории Эпика.

По совету Роотсмяэ, Кузмина и Паренаго темой моей дипломной, а затем и кандидатской работы стало исследование кинематики звездных популяций на главной последовательности. Этой работой мне удалось показать, что в верхней части главной последовательности, в области горячих гигантов, скорости звезд можно с хорошей точностью представить одним равновесным распределением; таким образом, эту популяцию можно считать однородной. В нижней части главной последовательности скорости нельзя представить одним равновесным распределением: как показывает кинематика, эта популяция неоднородна, в ней старые звезды соседствуют с относительно молодыми. Этого и следовало ожидать: в нижней части главной последовательности развитие звезд происходит очень медленно, поэтому старые и молодые звезды в ней присутствуют вместе.

5. Тыравере в шестидесятых

После защиты кандидатской работы я несколько лет преподавал в Тартуском университете и помогал создавать станцию наблюдений за искусственными спутниками. Слежение за ними давало студентам известный опыт астрономических наблюдений, а также способствовало популяризации точных наук в университете. В то время продолжалось строительство новой обсерватории, а потому университет должен был подготовить новых астрономов. Помимо лекций, я занимался также учебной литературой. Сначала вместе с парой молодых астрономов мы перевели с русского языка на эстонский учебник астрономии, а затем существенно его переработали. К сожалению, наша переработка была недостаточно основательной, так что в тексте остались отдельные детали, отражающие советский дух.

Рис. 3. Старая обсерватория в Тарту.

Рис. 4. Главное здание новой обсерватории в Тыравере.

После переселения в Тыравере мы более полугода изучали литературу, продумывая темы для исследований в новой обсерватории. Проводились астрономические семинары, где мы обсуждали новые направления в астрономии. По первоначальным планам мы намеревались в качестве основного телескопа использовать камеру Шмидта, чтобы продолжить исследования в области звездной статистики. В результате обсуждений мы решили, что в наших атмосферных условиях было бы разумнее уделить больше внимания звездной физике, особенно спектральным наблюдениям звезд: в сравнительно короткие периоды ясной погоды в этой области можно получить намного больше полезной информации. Итогом наших обсуждений стала новая программа развития обсерватории. В качестве главного инструмента мы выбрали 1,5-метровый телескоп-рефлектор. План поддержало сначала руководство института, а затем Астрономический совет АН СССР. Так эта программа стала основой нашей деятельности. В середине 1960-х годов я более пяти лет занимался проектированием телескопа и его башни. Работы продолжились под руководством Лаури Лууа, и в 1975 году телескоп был готов. Сначала мы пытались проводить на нем, в числе прочего, спектральные наблюдения галактик, однако погодные условия были очень нестабильными. Поэтому новый телескоп, как и было запланировано, стал использоваться в основном для спектральных наблюдений звезд.

1960-е были для Тыравере годами быстрого роста. На станции наблюдения искусственных спутников, действовавшей при Тартуском университете, получило начальную подготовку много талантливой молодежи. Пару лет станцией руководил я, затем ее руководителем стал недавно ушедший от нас Мярт Лийгант. Он проработал в университете преподавателем астрономии до самой смерти. Станция наблюдения за спутниками давала студентам хорошую практику, которая должа была очень пригодиться им в новой обсерватории. Следуя нашим планам развития, большинство молодежи начинало заниматься физикой звезд.

В 1960-х годах в жизни Тыравере произошли и другие интересные события. В это время на работу в обсерваторию пришел академик Густав Наан, вступивший в конфликт с властью. Не могу сказать точно, что стояло за этим конфликтом, но отчасти причиной могла стать его бывшая супруга. Настоящего ее имени большинство астрономов не знало, но прозвали ее «Стихийное бедствие». Она была несколько не в своем уме и мнила себя великим ученым. Она собирала различные документы, которые использовала для шантажа, и пыталась выклянчить у людей деньги на свою деятельность. Ее знали в Таллине и Москве и всюду сторонились. Позже астрономы Тыравере сняли и показали на новогоднем празднике шуточный фильм на эту тему. Конечно, от всего этого сильно страдал сам Густав Наан. В Тыравере он начал заниматься своей давней любимой областью – космологией, особенно ее философскими аспектами. На эту тему он писал во всесоюзной прессе. Возрождение современной космологии, отверженной в советское время, во многом обязано его выступлениям. Напомним, в то время официальная наука не верила в расширение Вселенной. Считалось, что расширение – всего лишь близорукое суждение западных ученых, возникшее из-за необоснованного переноса локальных свойств так называемой Метагалактики на бесконечную Вселенную. Основными контрдоводами служили ссылки на Энгельса и Ленина. Широкое использование теории относительности Эйнштейна тоже не приветствовалось. Густав Наан был одним из первых, кто выступил против старых догм.

Под руководством Наана в Тыравере продолжились философские семинары. Начало им положили еще в 1950-х годах профессора Аксель Киппер и Харальд Хаберман, старые друзья со студенческих лет. В этих семинарах участвовали ученые из всех тартуских институтов, подведомственных Академии наук. Позже семинары в Тарту заглохли, но по инициативе Наана они возобновились в Тыравере. Выступать приглашали выдающихся ученых, работавших в разных областях, а также деятелей культуры и политики. На семинарах царила довольно свободная атмосфера. Например, одним из самых интересных за все время было выступление Уку Мазинга «Религия в истории человечества». В этом докладе Уку Мазинг отстаивал тезис о том, что все крупные религии принимают форму политического движения, и наоборот, все значительные политические движения приобретают признаки религии. В качестве примера Уку Мазинг привел гитлеровскую Германию. Конечно, все догадались, какое государство он на самом деле имел в виду. Согласно Мазингу, главная задача религии – создать систему обычаев и верований, а без такой системы не может существовать ни одно государство. Если разрушить эту систему обычаев и верований, то общество становится очень нестабильным. Опять-таки слушателям было ясно, о каком обществе шла речь.

Как-то я сам выступил на философском семинаре с докладом на тему «Эффективность научной работы». Исследования на эту тему уже начинались, так что я мог опереться на ряд авторитетов. Однако бóльшую часть работы приходилось делать, не имея под рукой каких-либо примеров. Я выяснил, среди прочего, сколько публикуется в различных изданиях статей в области астрономии, и как часто на них ссылаются. Таким методом можно было определить «коэффициент эффективности» журнала или издания. Оказалось, что в то время (в 1965 году) более половины работ в области астрономии публиковалось в собственных изданиях обсерваторий, однако ссылок на эти работы практически не было. Наивысший «коэффициент эффективности» был у журналов Nature и Annual Review of Astronomy and Astrophysics, за ними следовал Astrophysical Journal. Эффективность научной работы тоже колеблется, порой публикаций много, но их не читают. Индекс читаемости публикаций Тартуской обсерватории был очень низок, журналов на русском – тоже. Из этого я сделал свои выводы и отказался в дальнейшем от размещения своих работ в публикациях нашей обсерватории. Поместил еще пару работ в русскоязычных журналах, но в основном стал посылать работы в журналы, выходящие на английском. Одной из причин, почему я избегал русскоязычных журналов, было и то, что мое имя искажалось при переводе на английский (вместо J. Einasto писали Ya. E. Ejnasto). Некоторое время я раздумывал, как писать свой адрес, поскольку не хотел использовать слова Estonian SSR. Наконец, решил писать Tartu Observatory, Estonia, USSR. Потом, когда пришло время, USSR отпало, а в остальном адрес остался правильным.

В 1975 и 1985 годах я вновь сделал статистику публикаций и цитирования. Она показала, что бесполезность публикаций в изданиях обсерваторий поняли уже повсеместно. В результате они почти исчезли, а толщина журналов за эти годы увеличилась более чем вдесятеро. Своих учеников я также наставлял публиковаться в англоязычных журналах, и от этого совета был толк.

Помимо философских семинаров, очень плодотворными оказались исследования и конференции по астрономии древности. Их организатором был Хейно Ээлсалу, который испытывал к истории астрономии и к археоастрономии живой интерес. Работы в этой области публиковались, в том числе и в местных изданиях, так что Ээлсалу, помимо крупных языков, выучил все языки балтийского региона, начиная от языка наших южных соседей латышей и кончая скандинавскими языками. Однажды мне представилась возможность участвовать в конференции по археоастрономии, организованной им в Вильянди. Зал театра был полон народа, научные доклады чередовались с фольклорными выступлениями в форме декламации в сопровождении народной музыки. Других подобных публичных мероприятий, поддерживающих национальные чувства, в то время практически не было. На подобную деятельность наших астрономов до сих пор обращалось слишком мало внимания.

В то время в Тарту еще не были готовы новые здания для физиков в конце Рижского шоссе, и часть физиков-теоретиков работала в Тыравере. В их числе был Мадис Кыйв, который в свободное время писал «в стол» философские трактаты. Сейчас его пьесы ставятся во многих эстонских театрах, но тогда мы и представить себе не могли, что рядом с нами творит один из создателей новой эстонской драматургии. Мы готовили шуточные постановки и спектакли к новогодним праздникам, их сценарии писали Мадис Кыйв и Арвед Сапар – наши главные силы в теоретической астрофизике. Один из самых удачных шуточных спектаклей был поставлен на основе фильма «Сверхновая». Съемки этого фильма проходили в Тыравере, и около двух месяцев киногруппа жила вместе с нами. Мы обедали в одной столовой с киношниками, и при желании они могли видеть всю нашу жизнь. Более всего нас поразило полное отсутствие с их стороны интереса к нашей работе. У них были свои представления о том, как происходит научная деятельность, и они не позволяли реальной жизни вторгаться в эти представления. Когда фильм был готов, его первый показ состоялся в Тыравере. Мы смотрели и изумлялись: все было как будто на месте, но казалось при этом абсолютно фальшивым. Одним из первых выступил Мадис Кыйв. Он обратил внимание на то, что фильм выглядит очень неестественно. Так и возникла идея поставить на эту тему новогодний спектакль. Его назвали «Сверхприма» и организовать в форме пантомимы. Выступала тыравереская молодежь (а молоды были тогда мы все), действо сопровождалось популярными музыкальными мотивами. Арвед Сапар играл роль гениального молодого астронома, который открывает новую звезду – сверхприму. Айво Кивила исполнял роль телескопа, Тыну Вийк и трое других молодых людей танцевали вальс молодых ученых в сопровождении знакомой музыки «Танца маленьких лебедей» из балета Чайковского. Это была лучшая из пародий, что мне приходилось видеть.

Позже постановочную деятельность в Тыравере продолжил климатолог Айн Каллис. В 1980-х он поставил пьесу о защите диссертации. В то время у нас был совет по защитам, перед которым свои работы могли защищать как наши астрономы, так и гости из других научных центров. Из-за недостаточного знания русского языка мы порой попадали впросак, что и нашло отражение в пьесе. Вышло неплохо, слух о нас дошел до телевизионщиков. На эту тему сняли телепередачу и показали ее в День ученых. Юмор был очень тонкий, так что многие зрители только в конце стали догадываться, что передача шуточная. Кончилось дело тем, что Рейн Ристлаан (секретарь ЦК КП Эстонии – прим. перев.) рассердился и приказал уничтожить оригинал фильма. Так что от тех вечеров у нас не осталось ничего, кроме воспоминаний.

Но не всегда жизнь в Тыравере была безоблачной. Во второй половине 1960-х годов стали возникать внутренние трения. Причины не вполне ясны мне до сих пор. Как руководитель сектора астрофизики, я несколько лет занимался проектированием телескопа. Когда предусмотренный пятилетний срок подходил к концу, я решил спокойно отойти от этого дела. Однако меня, по сути, неожиданно выкинули с места. Мне даже оказалось сложно вернуться на должность старшего научного сотрудника: в первом туре никто не получил нужного числа голосов, во втором туре меня избрали «на грани» минимально необходимым числом. Затем в опалу попал Вальдур Тийт. Он очень успешно разрабатывал приемники излучения для астрономических наблюдений с искусственных спутников, ему принадлежала одна из главных ролей в создании комплекса аппаратуры «Зяблик» для первой ультрафиолетовой космической обсерватории «Космос-215». Тийт занимался уже вторым крупным орбитальным телескопом, у него были договоренности с исследовательскими центрами на выделение ракеты-носителя (в то время это было огромным достижением). Неожиданно директор Аксель Киппер сообщил, что проект закрывается, поскольку наши астрономы не готовы к обработке наблюдений. Странное возражение: наши теоретики в этом направлении работали уже многие годы. В начале 1980-х Арвед Сапар ходатайствовал о выделении наблюдательного времени на американском космическом телескопе, его проект одобрили, и несколько недель он провел в США, проводя спутниковые наблюдения. Впоследствии они обрабатывались годами, долгое время служа нам важным источником информации. Однако в тот раз наблюдения не состоялись, а Вальдуру Тийту с ядром его команды пришлось перейти в Институт физики.

В 1960-е годы в Тыравере на работу пришел замдиректора по науке Чарльз Вильман. Он интересовался астрономией и геофизикой, долгое время состоял на военной службе и закончил Таллинский педагогический институт (сегодня Таллинский университет – прим. перев.) по специальности «учитель физики». У нас он организовал наблюдения серебристых облаков. Поскольку серебристые облака лучше наблюдать из космоса, чем с земли, Вильман также занялся космическими исследованиями. Энергичный человек, он нашел возможность получить деньги из других источников. Аппаратуру изготовили при посредничестве Общества астрономии и геодезии (по тогдашним законам, выделять сотрудникам деньги напрямую было нельзя). Вильману космический эксперимент удался. Но трения в Тыравере были столь сильны, что директор решил сменить руководство. На место замдиректора пригласили Вяйно Унта, физика-теоретика из Тарту. После ухода на пенсию Акселя Киппера он стал директором. Унт прекрасно справился с работой, и напряжение удалось снять.

6. Модели Галактики

Создание новой обсерватории оставляло мало времени для исследовательской работы. Представлялось, что прежние исследования звездной кинематики исчерпали себя, и пришлось думать, чем заниматься дальше. Мне случилось прочесть обзор галактических моделей чешского астронома Перека. Выяснилось, что Перек и другие астрономы, писавшие на английском языке, не знакомы с работами тартуской школы в области галактических моделей. Методика моделирования, освещенная в обзоре, представлялась устаревшей. Перек рассматривал моделирование спиральных и эллиптических галактик как две различных задачи. Модели спиральных галактик строились на основе кривых вращения (как у Паренаго). В случае эллиптических галактик за основу брался профиль яркости, который калибровался по динамическим данным (с помощью дисперсии скоростей) лишь в центральной части галактики. В действительности в галактиках обоих типов встречаются очень близкие по строению звездные популяции; но в галактиках разных типов они различаются как числом, так и значениями параметров. В сферических галактиках наблюдается избыток старых сферических и эллиптических популяций, называемых «гало» и «балдж». В спиральных галактиках эти популяции тоже есть, но в избытке присутствуют также молодые популяции. Звезды промежуточных возрастов образуют дисковидную популяцию, а молодые звезды – очень тонкую популяцию, образующую спирали. В нашей Галактике строение звездных популяций хорошо видно в деталях, а их общие свойства легче определяются на примере других галактик, которые мы наблюдаем извне. Поэтому при моделировании галактик полезно объединить информацию о нашей собственной Галактике и о других галактиках, рассматривая задачу в целом.

Все 1960-е годы ушли на разработку новой методики моделирования. Одной из первых задач стало уточнение параметров, характеризующих строение нашей Галактики. Я подготовил доклад о параметрах Галактики для Генеральной ассамблеи Международного астрономического союза. Съезд происходил в 1964 году в Гамбурге. Поскольку советская бюрократия не позволила мне поехать, я передал материалы своего доклада коллеге из Ленинграда Кириллу Огородникову. Паренаго тогда уже покинул этот мир: в полном расцвете сил, он скончался от рака. Место наших московских партнеров по работе и обсуждениям заняли ленинградские коллеги.

Огородников прекрасно справился со своей задачей. После съезда Москву посетил американский астроном (голландского происхождения) Барт Бок, один из ведущих исследователей Галактики. Я узнал о приезде Бока заблаговременно и поехал в Москву на встречу с ним (в Эстонию, особенно в Тарту, иностранцев в то время не пускали). В своем докладе Бок говорил о новейших результатах исследования Галактики. Наши работы он обсуждал весьма детально. Когда после доклада я представился, он, конечно, был очень рад. Завязалась оживленная беседа, которая положила начало долгой дружбе. В дальнейшем Бок внимательно следил за нашей работой и активно ее продвигал, в том числе и в ведущих американских научно-популярных журналах, таких, как Scientific American. Зимой 1982 года мне посчастливилось гостить в доме Бока в Аризоне. Он как раз готовил выступление для годового собрания Американского астрономического общества, где ему предстояло получить медаль: на церемонии полагалось сделать торжественный доклад. Темой доклада было строение Галактики и роль темной материи. Мы с Боком основательно обсудили эту тему. Доклад стал «лебединой песней» Бока: вскоре пришло печальное известие о его кончине.

Отыскание системы параметров стало лишь первым шагом при построении модели Галактики. Была построена сама модель – первая модель, где учитывались разные звездные популяции, представленные с помощью компонент с плавно изменяющейся плотностью. На конференции в Алма-Ате я сделал доклад о своей модели. Но остановиться на этом я не мог, так как использовал слишком мало данных о других галактиках; поэтому следующим этапом стала давняя любовь тартусцев – Туманность Андромеды. В свое время ее исследовал Эпик, а позже – Кузмин. При моделировании Туманности Андромеды я использовал все доступные данные о нашей Галактике. В модели были представлены все хорошо известные нам звездные популяции. В их числе – гало, состоящее из старых бедных металлами звезд; балдж в центре галактики; и, наконец, слегка сплюснутый диск. В модели также была представлена очень сплюснутая популяция молодых звезд.

В ходе работы мы столкнулись с двумя неожиданными противоречиями: выяснилось, что модель, найденная по данным о вращении, не совпадает с распределением плотности как вблизи ядра галактики, так и на ее периферии.

И в нашей Галактике, и в Туманности Андромеды самые массивные популяции – это балдж и диск. Балдж представляет собой слегка сплюснутую эллипсовидную популяцию, состоящую из очень старых звезд. В эллиптических галактиках оно доминирует, однако и в спиральных галактиках, сходных с нашей, оно весьма заметно. Диск имеет форму очень сплюснутого эллипсоида, он состоит из звезд очень разного возраста. Возраст самых старых – примерно такой же, как у звезд тела, а самые молодые звезды примерно вдесятеро моложе самой галактики. Распределение яркости в обоих популяциях достаточно хорошо известно по данным о других галактиках. В пределах одной популяции звезды не слишком различаются физическими свойствами, поэтому можно предположить, что обе популяции однородны. С точки зрения моделирования, одним из важнейших параметров является среднее отношение массы популяции к ее светимости. Это отношение зависит от среднего возраста звезд и от их химического состава. Очень старые звезды возникли из первичного, очень древнего газа, который состоял в основном из водорода и гелия. Среднее отношение массы к светимости у этих звезд примерно такое же, как у Солнца. Они также в среднем несколько голубее, поскольку бедные металлами гиганты, которые определяют яркость популяции, не так красны, как обычные гиганты, содержащие большое количество тяжелых химических элементов. На последней стадии жизни звезды часть ее вещества выбрасывается обратно в космическое пространство, смешивается с первичным газом и обогащает его тяжелыми элементами. В зарождении следующего поколения звезд участвует уже обогащенный газ; эти звезды, в свою очередь, выбрасывают обратно еще более обогащенный газ, и так далее. В результате звезды, которые родились позже, содержат больше тяжелых элементов, и на стадии гиганта они краснее. Следовательно, цвет звездных популяций и отношение их массы к светимости зависит от химического состава. Популяция диска Галактики по составу более-менее близка к солнечному, среднее отношение массы к светимости у нее составляет 3-5 (в солнечных единицах). Отношение массы к светимости у популяций, очень богатых металлами, близко к 10.

Таким образом, из наблюдений можно найти все важные параметры популяций. Для моделирования наиболее важны фотометрические данные, а именно распределение светимости и показателей цвета по популяции. Эти данные позволяют определить размер популяции и оценить ее массу. Несложно также вычислить, какой должна быть кривая вращения галактики. Раньше таких вычислений не делали, поскольку при моделировании спиральных галактик фотометрические данные попросту не использовались. Эти данные показывают, что в центральных областях спиральных галактик доминирует балдж, у которого отношение массы к светимости близко к 10. На окраинах плотность звездных популяций столь низка, что их периферийные части не играют существенной роли в общем гравитационном поле галактики: доминируют звезды, расположенные ближе к центру. В этом смысле распределение плотности во внешних частях галактики подобно ее распределению в Солнечной системе, где планеты особой роли не играют: их массы слишком малы по сравнению с солнечной. Поэтому можно ожидать, что скорость вращения галактик уменьшается от центра к краю. То же самое мы видим в Солнечной системе – чем дальше планета от Солнца, тем медленнее она обращается вокруг него.

В результате долгих вычислений мы, наконец, получили модель Туманности Андромеды. Из нашей модели следовало, что скорость вращения должна быстро расти вблизи центра галактики и достигать максимума примерно на полпути к окраине. В периферийных областях скорость должна падать примерно так же, как в Солнечной системе. Велико же было наше удивление, когда мы сравнили модель с наблюдениями! Оказалось, что вблизи центра скорость растет медленно, а на больших расстояниях от центра она остается более-менее постоянной.

Как же объяснить эти противоречия?

7. Парадокс массы в галактиках

Первым шагом стало сравнение новой модели с более ранними, которые все были основаны на скоростях вращения. Сравнивая модели, мы вычислили среднее отношение массы к светимости как функцию расстояния от центра Галактики. Результаты оказались довольно странными. В прежних моделях это отношение в центральной области Галактики получалось очень маленьким – примерно 1/100 (в солнечных единицах). Такое низкое значение объяснить трудно: ведь вблизи центра преобладают старые богатые металлами звезды, у которых отношение массы к светимости заметно выше, чем во внешних областях. Второе отличие новой модели от прежних сильнее всего проявлялось на периферии: здесь отношение массы к светимости, найденное на основе скоростей вращения, росло очень быстро, достигая 1000 во внешних частях галактики.

Противоречия между нашей моделью и наблюдаемой кривой скоростей в центральных областях Галактики объяснялось легко. Скорости вращения мы определяли из радионаблюдений, точность которых в то время была довольно низкой. Медленный рост скорости, который следовал из наблюдений, был связан с их недостаточным разрешением. Согласно новым оптическим данным, скорость вращения растет заметно быстрее – именно так, как и следовало из нашей модели.

Противоречия между нашей моделью и наблюдениями на периферии Галактики можно было объяснить двояко. Предположив, что динамические данные верны, мы приходим к выводу о преобладании во внешних областях галактик какой-то крупной темной популяции. Своим притяжением эта популяция заставляет галактику вращаться быстрее. Вторая возможность – на периферии галактик могут быть движения, которые влияют на вращение. Тому имеются косвенные подтверждения. Оказалось, что кривые вращения на разных сторонах галактик не всегда похожи: скорость вращения той части галактики, что движется к нам, не совпадает со скоростью той части, что движется от нас.

Какое из этих двух взаимоисключающих предположений выбрать?

В первую очередь мы рассчитали размер предполагаемой темной популяции. Для этого мы использовали ранние модели, построенные на основе кривой вращения, и сравнили их с нашей новой моделью, учтя также фотометрические данные. Сравнение показало, что примерно половину полной массы галактики следует отнести на счет темной популяции, однако при этом ее радиус превысил бы в несколько раз радиус известных звездных популяций. В то время мы полагали, что скорость звездообразования в межзвездном газе пропорциональна квадрату его плотности. Это подтверждалось как нашими собственными исследованиями, так и результатами других ученых. Таким образом, звезды гипотетической популяции должны были возникнуть в те времена, когда газ был сильнее сжат и располагался вблизи центра галактики. Затем эти звезды должны были уйти во внешние области галактики, образовав нынешнее распределение темной материи. Перед нами стоял вопрос: что вынудило темную популяцию «раздуться» до тех размеров, на которые указывают динамические данные? Из закона сохранения энергии следует, что расширение одной популяции возможно лишь за счет сжатия другой. Простые вычисления показывают, что для расширения темной популяции до нынешних размеров недостаточно сжатия всех остальных популяций: темная популяция слишком велика и массивна для этого. Она должна была возникнуть именно там, где она находится поныне. Однако в столь разреженной среде звездообразование весьма неэффективно. Таким образом, наш анализ показал, что с помощью гипотетической популяции объяснить динамическую структуру галактики будет сложно.

Второе противоречие состоит в том, что полная масса гипотетической популяции превышает полную массу обычных популяций. Параметры обычных популяций образуют непрерывный ряд. Их свойства мы исследовали в Тарту многие годы и выяснили, что в ряду популяций различных возрастов нет места для новой неизвестной популяции. Единственной возможностью оставалось предположение, что гипотетическая темная популяция стара и возникла на очень ранней стадии эволюции галактики, задолго до возникновения всех известных нам звездных популяций. В этом случае мы сталкивались с новой трудностью. Изучение процессов звездообразования показало, что в сжимающемся газовом облаке лишь около 1% газа превращается в звезды, остальной газ разогревается только что возникшими звездами, из-за чего дальнейшее звездообразование становится невозможным. Поэтому мы должны были объяснить, каким образом около половины (или даже более) исходного газа могло за очень короткое время сконцентрироваться и образовать звезды первого поколения; царившие в ту пору представлениям исключали такую возможность.

Взвесив все эти трудности, мы сделали вывод при создании модели Туманности Андромеды, что, очевидно, мы имеем дело с возмущениями кривой вращения, а не с неизвестной массивной популяцией. Конечно, тут сыграл роль наш предыдущий опыт, полученный при исследовании плотности Галактики, который не подтверждал гипотезу темной материи. К такому же выводу пришли и многие другие астрономы. Как мы убедились несколько лет спустя, наш вывод был поспешным. Однако чтобы понять эту ошибку, потребовались еще несколько лет упорной работы.

Противоречия между различными данными продолжали беспокоить нас, поэтому мы старались проверять каждый свой шаг. Сначала мы проверили кривые вращения галактик. До той поры модели основывались на наблюдениях в радиодиапазоне, однако разрешение радиотелескопов тогда было ограничено, что могло влиять на результат. Мы нашли способ корректировки наблюдательных данных, позже такой анализ стал общепринятым. Как уже говорилось, недостаточное разрешение искажает результаты как раз таким образом, что кривые вращения кажутся более пологими, чем на самом деле: рост наблюдаемой скорости вблизи центра галактики и ее падение на периферии оказываются заниженными по сравнению с действительностью. Однако качество наблюдательных данных возросло, с помощью новых очень чувствительных светоприемников начались оптические наблюдения частей галактик, более удаленных от центральных ярких областей. Новые данные все убедительнее показывали, что кривые вращения галактик в действительности намного более пологи, чем фотометрические данные позволяли предположить. На парадокс массы в галактиках нельзя было смотреть сквозь пальцы.

Конечно, оставалась возможность допустить, что в наших представлениях об эволюции звездных популяций что-то не так. В то время (в начале 1970-х годов) теории эволюции галактик еще не было, поэтому пришлось заняться этим вопросом. Год упорной работы ушел на то, чтобы продумать нужный подход и воплотить его в вычислительные программы. Для этих вычислений уже не хватало логарифмической линейки, которой мы привыкли обходиться до той поры. Институт кибернетики Академии наук как раз получил тогда вычислительную машину. Мы, тартуские астрономы, тоже могли писать для нее программы и делать расчеты. Заполучить эту машину было непросто. Запрос эстонской Академии наук чиновники в Москве рассматривали очень серьезно. Обсуждали, не выделить ли одну-единственную вычислительную машину на все три республики Прибалтики, чтобы они ее использовали совместно (напомним, что мощность этой машины была ничтожна в сравнении с современным персональным компьютером). Следует отдать честь нашим коллегам: им удалось убедить московских бюрократов в том, что в Эстонии хватит работы для полной загрузки машины. Работа с машиной происходила следующим образом. Одновременно имелось несколько программ, записанных на перфокартах или перфоленте. Автобус обсерватории раз в неделю ехал в Таллин, где в вычислительный центр сдавали новые ленты, а назад получали результаты лент, отправленных на предыдущей неделе. Чаще всего результаты имели вид распечатки, которая позволяла найти ошибки в программе. Отработка одной программы занимала до полугода. В обсерватории был свой вычислительный центр, где нам помогали готовить программы и делать вычисления. В то время моя жена работала в этом вычислительном центре, она помогала мне отрабатывать программы. Если близилась какая-нибудь конференция или была другая спешка, мы с женой ехали в Таллин. Сокурсница жены Айно Мяннил работала помощницей руководителя вычислительного центра. По ночам центр был не так загружен, и мы с женой сидели у вычислительной машины, изучали распечатки и исправляли программы. Айно Мяннил дремала рядом на раскладушке и в трудные моменты приходила на помощь. Так нам удавалось за пару ночей продвинуться больше, чем за несколько месяцев обычной работы.

Таким образом, в течение 1971 года мы подготовили цикл работ, где анализировали эволюцию галактик и их популяций. Аналогичные модели построила молодая американская исследовательница Беатрис Тинсли. Наши модели были несколько достовернее, так как мы точнее учитывали функцию звездообразования и ее влияние на эволюцию. Наши расчеты показали, что фотометрические и динамические параметры галактических популяций можно объяснить, опираясь на известные данные о звездной эволюции. Неизвестная темная популяция, если она существует, должна очень сильно отличаться от всех известных до сих пор. Иными словами, было очень трудно представить, как такая популяция могла возникнуть.

В конце 1971 года я написал докторскую работу о моделях строения и эволюции галактик. Результаты были доложены в начале 1972 года в рамках астрофизической зимней школы, проходившей на Северном Кавказе. Они привлекли большое внимание. Однако до сих пор так и не было ясно, как разрешить парадокс массы.

8. Массивные короны галактик

Весной того же 1972 года я получил приглашение выступить на конференции европейских астрономов в Афинах с докладом о моделях галактик. К тому времени детальные модели популяций были построены для всех ярких галактик Местной группы, а также для главной галактики скопления в созвездии Девы. Последняя является ближайшей к нам массивной эллиптической галактикой. Такие галактики можно найти лишь в центральных областях скоплений, поэтому их строение и эволюция представляют особый интерес. Уже появились новые данные о вращении галактик, и не замечать гладкость кривых вращения у большинства галактик было все труднее. Летом я обсуждал эту проблему со своим коллегой Энном Сааром. Он предложил отказаться от нашего предположения о том, что во Вселенной имеются лишь известные нам популяции, образование и параметры которых мы способны объяснить. Следовало предположить, что мы имеем дело с популяцией, обладающей совершенно новыми свойствами. Нужно было выяснить, с учетом фотометрических и динамических данных, какими окажутся эти свойства. Тут полезно вспомнить утверждение Шерлока Холмса: «Отбросьте все невозможное, то, что останется, и будет ответом, каким бы невероятным он ни оказался» (ссылка заимствована из труда Бинни и Треймана «Динамика Галактики») [цитата взята из повести «Знак четырех» – прим. перев.].

Вычислительные методы и программы у нас имелись, и потому ответы появились быстро. Оказалось, что в нашей Галактике и в Туманности Андромеды масса темной популяции превышает массу обычных популяций в несколько раз; в главной галактике скопления Девы превышение было более чем десятикратным. Свои результаты я доложил в Афинах 8 сентября 1972 года. Основные выводы были таковы:

1. существует две проблемы темной материи – локальная и глобальная;
2. локальная темная материя (если она существует) должна иметь звездное происхождение, поскольку она сильно сконцентрирована в плоскости Галактики;
3. глобальная темная материя состоит не из звезд. Она образует разреженную оболочку вокруг галактик. Чтобы отличать эту популяцию от обычных популяций, называемых «старым гало», я предложил называть эту неизвестную популяцию «короной»;
4. имеющиеся данные не позволяют достоверно определить массу и радиус корон. Мы можем лишь утверждать, что корона существенно протяженнее, чем все известные звездные популяции.

Очевидно, это был вообще первый конференционный доклад о темных коронах галактик. В то время доводы в пользу темной короны еще не были вполне убедительны, я так же не мог уверенно утверждать, из чего она состоит. Мое первоначальное мнение было таково, что корона может состоять из горячего газа. Так или иначе, доклад не вызвал у аудитории большого воодушевления. Было очевидно, что вопрос нуждается в дальнейшем изучении. Особенно важно было выяснить возможную массу и радиус короны.

Рис. 5. Автор вместе с профессором Харадзе (справа) и доктором Никоновым (в центре) в Афинах на Европейском астрономическом конгрессе в 1972 году. Первое представление галактических моделей с массивными коронами.

Сначала у меня не было никакого представления, куда двигаться дальше. Поэтому я внимательно стал смотреть, было ли уже что-то сделано в этой области. Оказалось, что проблема парадокса массы в галактических системах вовсе не нова. Еще в 1933 году американский астроном швейцарского происхождения Фриц Цвикки обнаружил, что известное скопление галактик в созвездии Волос Вероники (так называемое скопление Coma) таит в себе загадку: галактики движутся в скоплении заметно быстрее, чем их массы позволяют предположить. Поэтому Цвикки заключил, что в скоплении имеется еще какая-то темная материя, заставляющая галактики двигаться быстрее. По данным Цвикки, полная масса темной материи превышает массу наблюдаемого вещества в галактиках более чем в десять раз. Эту проблему обсуждали в 1961 году в США на съезде Астрономического союза. Я хотел участвовать в этой конференции, но «компетентные органы» не выдали разрешения на поездку. На съезде выступал армянский астроном Виктор Амбарцумян. Он утверждал, что большая скорость галактик в скоплениях указывает на быстрое расширение скоплений, и что существование скоплений в настоящий момент будто бы свидетельствует об их недавнем возникновении. Однако большинство астрономов возражали против этой гипотезы, указывая на свидетельства значительного возраста галактик в скоплениях.

Аналогичный парадокс имеет место для двойных галактик, а также для небольших групп галактик. Хороший пример – Местная группа, где Туманность Андромеды приближается к нашей Галактике. Если предположить, что приближение вызвано силами взаимного притяжения, то можно найти полную массу группы. Она оказывается приблизительно в десять раз больше, чем суммарная масса нашей Галактики и Туманности Андромеды. Этот результат получили в 1959 году Кан и Вольтьер. Для пары галактик отношение массы к светимости зависит от морфологии пары. У пар, содержащих эллиптические галактики, отношение массы к светимости в среднем равно 60. Для спиральных галактик это отношение не столь велико, но все-таки оно намного больше, чем у всех известных нам звездных популяций. У последних это отношение лежит между 1 и 10, в среднем оно равно 3-4.

Когда я читал эти работы, мне пришла в голову такая мысль: парадокс массы в скоплениях галактик может быть связан с тем, что галактики сами по себе окружены массивными коронами, которые и заставляют их двигаться быстрее. У меня родилась идея, как найти массу и радиус темных галактических корон. Если предположить, что наличие короны – общее свойство галактик, то в случае двойных галактик масса системы, найденная по движению спутника, должна зависеть от того, насколько далеко от главной галактики находится спутник. Спутник можно рассматривать как пробное тело, которое движется под воздействием гравитации всей системы. Если одно тело движется вокруг другого, то его скорость зависит от массы, сосредоточенной внутри его орбиты. При этом спутник на более далекой орбите находится под воздействием большей доли полной массы системы, чем спутник на более близкой орбите: ведь последний «чувствует» только массу внутренней части короны. Для проверки этой гипотезы достаточно найти средние относительные скорости спутников, находящихся на разном удалении от главной галактики.

Относительные скорости спутников галактик были известны из наблюдений; поиск в библиотеке нужных данных и анализ не заняли много времени. 11 января 1974 года появились первые результаты. Оказалось, что двойные галактики действительно движутся так, как ожидалось бы в случае, если они окружены темными коронами. Данные по двойным галактикам показали, что массы и радиусы корон превышают массы и радиусы видимых популяций примерно вдесятеро. В проведении точных расчетов участвовали Энн Саар и Антс Каазик.

Рис. 6. Распределение массы в окрестностях гигантских галактик, рассчитанное на основе движения их спутников. На оси абсцисс – расстояние спутника от главной галактики (в килопарсеках), на оси ординат – масса внутри орбиты спутника, выраженная в единицах массы Солнца (Nature 250, 309, 1974).

Наши расчеты поспели как раз вовремя. В конце января 1974 года на Северном Кавказе неподалеку от Эльбруса проводилась очередная зимняя школа, где в программе стоял мой доклад. Мы обсудили с ленинградским коллегой Артуром Черниным программу выступления. Он посоветовал оставить в стороне все другие вопросы, которые поначалу были в программе, и целиком посвятить доклад темным коронам и космологическим выводам, которые следуют из их наличия. Мое основное утверждение было таково: данные указывают на то, что все галактики окружены темными коронами, поэтому темная материя составляет основную долю вещества во Вселенной. В зимней школе участвовали ведущие астрофизики, они хорошо осознавали важность этого результата. После доклада возникло чувство, будто в аудитории взорвалась бомба. Вопросы следовали один за другим. Конечно, главный вопрос был – природа темной материи. Я утверждал, опираясь на наши ранние вычисления, что темная материя состоит, видимо, не из звезд. Согласно моему первому предположению, на роль кандидата мог подойти горячий газ. Второй вопрос касался влияния темной материи на эволюцию галактик.

Рис. 7. Академик Я. Б. Зельдович с супругой во время визита в Эстонию в конце 1970-х годов.

Рис. 8. Джим Пиблз объясняет Скотту Тремейну загадки возникновения структуры. Международный симпозиум в Таллине «Макроструктура Вселенной», 1977.

Однако поначалу у нас не было времени ломать голову над космогоническими проблемами. Прежде всего, нужно было опубликовать основные результаты. Мы чувствовали, что коллеги дышат нам в затылок: американские астрономы Джерри Острайкер и Джим Пиблз еще в 1973 году (то есть за год до нас) опубликовали теоретическое исследование, где предсказывали наличие массивных гало вокруг галактик. Мы быстро опубликовали кратное резюме в русскоязычном издании. Но академик Яков Зельдович, один из лучших мировых теоретиков в области космологии, посоветовал не ограничиваться этим. «Важные результаты нужно публиковать в ведущих журналах», – сказал он. Поэтому мы послали несколько более подробную статью в журнал Nature, где, к нашей радости, ее тоже приняли. На всякий случай мы вдобавок сделали препринт и разослали его по всем обсерваториям. Это был первый препринт Тартуской обсерватории. Довольно скоро выяснилось, что мы успели вовремя: через пару месяцев после нашей статьи в Nature Острайкер, Пиблз и Яхил опубликовали свои результаты, которые практически совпали с нашими. Американцы поступили по-джентльменски и сослались на наш препринт. Еще пару месяцев спустя появилась третья статья, где корифей астрофизики Джефри Бербидж выдвинул ряд сомнений относительно наших работ. Бербидж указывал на сделанное нами и Острайкером неявное предположение о том, что в случае двойных галактик мы имеем дело с физическими парами, то есть с близкими объектами, связанными между собой силами взаимного притяжения. Если же допустить, что компоненты двойных галактик встретились лишь случайно и не образуют устойчивых систем, то, конечно, никаких выводов об их массах делать нельзя.

Борьба вокруг темной материи началась.

9. Борьба вокруг темной материи

Теперь самое время напомнить, что пишет Томас Кун о научной работе. Как он полагает, большинство научных исследований представляют собой так называемую «обычную науку». Это решение разнообразных проблем с опорой на базовые истины, или парадигмы. Парадигма – это система взглядов, из которой ученые исходят (обычно неявно) и на которую опираются в своих работах. Порой в ходе исследования выявляются противоречия с используемыми парадигмами. Чаще всего противоречия несущественны, и их можно объяснить всяческими неточностями: иногда просто ошибками, иногда – отклонениями от системы взглядов, но эти отклонения не считаются важными. Однако время от времени выявляются и большие отклонения. Сначала их замечает только один исследователь, и научное сообщество не обращает на это отклонение особого внимания. Именно так случилось с работами Цвикки, Кана и Вольтьера. Но со временем число фактов, которые не укладываются в действующую парадигму, растет. Началом научной революции Кун считает момент, когда ведущие специалисты в данной области обращают должное внимание на отклонение. Затем следует борьба между сторонниками новой и старой парадигм. Сначала сторонники новой парадигмы остаются в меньшинстве, но со временем их число растет. Наконец, новую парадигму начинают излагать уже в научных монографиях и в университетских курсах. Старая парадигма исчезает с научной карты, ее сторонники умирают или уходят от активной исследовательской работы. Обычно новая парадигма побеждает задолго до того, как появляются окончательные доводы в ее пользу. Как характерный пример, Кун приводит формирование гелиоцентрической системы. Во времена Коперника решающим доводом в ее пользу оказались вовсе не положения планет, которые вычислялись в рамках новой картины мира, а простота и красота гипотезы. Она окончательно подтвердилась несколько столетий спустя при изучении видимых звездных движений, связанных с обращением Земли вокруг Солнца. В то время систему Птолемея уже никто не воспринимал всерьез.

Три упомянутые статьи (Эйнасто, Каазик, Саар, 1974; Острайкер, Пиблз, Яхил, 1974; Бербидж, 1975) были решающими шагами в космологической революции. Чтобы проблему восприняли всерьез, потребовалось вмешательство ученых из Принстона. Что касается проблем новой парадигмы, на которые указал Бербидж, они были известны и нам. О них говорилось уже на зимней школе. Поэтому мы сразу стали искать новые аргументы, которые могли бы подтвердить или опровергнуть наше основное предположение о том, что двойные галактики действительно представляют собой связанные физические пары.

Очевидно, следовало подробнее изучить спутники ярких галактик. На это ушел 1974 год. В Тартуской обсерватории были фотографии из Паломарского атласа неба, на их основе во многих обсерваториях составлялись каталоги галактик. Каталог Цвикки включал все галактики северного неба вплоть до звездной величины 15,7^m. Составленный в Уппсале каталог Нильсона охватывал еще более слабые карликовые галактики. Оба каталога были нашими основными помощниками в поиске галактик-спутников. При сравнении свойств спутников выяснился любопытный факт: ближе к главной галактике располагаются эллиптические спутники, дальше – спиральные и иррегулярные. Суть в том, что более далекие спутники содержат газ, а более близкие – нет. При этом граница расстояния спутников от главной галактики, морфологически отделяющая их от спутников другого типа, тем ближе к главной галактике, чем ярче спутник. Во-первых, этот результат подтвердил: галактики-спутники действительно принадлежат главной галактике, ведь у случайной совокупности карликовых галактик не могла возникнуть такая упорядоченность. Во-вторых, отсутствие газа у близких к главной галактике спутников прекрасно объясняется наличием газовой короны: газовая оболочка, окружающая главную галактику, выметает газ из спутников. Вблизи главных галактик этот эффект сильнее, поскольку там плотность газовой короны выше. Из всего этого мы сделали вывод о том, что окружающая галактики корона по меньшей мере частично состоит из газа. Результаты этой работы мы также опубликовали в журнале Nature и подробнее – в журнале Astrophysics and Space Science, одним из редакторов которого был московский теоретик Соломон Пикельнер. В этих исследованиях важная роль принадлежала нашему коллеге Артуру Чернину.

Наше предположение о преимущественно газовом составе галактических корон долго не продержалось: вскоре от него не осталось камня на камне. Параллельно с нами короны изучали московские теоретики Игорь Новиков и Борис Комберг. Они показали, что если бы вещество, окружающее галактики и скопления, было газообразным, то этот газ должен быть горячим; а горячий газ можно наблюдать в рентгеновском диапазоне. Газ не может оставаться нейтральным: его быстро ионизует горячая межгалактическая среда, окружающая галактики и скопления. Действительно, новейшие рентгеновские наблюдения подтверждали, что вокруг галактик и скоплений имеется горячий газ. Однако его массы недостаточно, чтобы объяснить динамику галактик. Поскольку газа не хватает, должна существовать еще какая-то темная материя. Тартуские коллеги Яак Яанисте и Энн Саар проверили еще одну гипотезу, а именно ту, что корона может состоять из звезд. Результат был отрицательным: обычные звезды должны быть наблюдаемы (кроме совсем слабых) и легко обнаруживались бы по быстрому движению. Однако таких звезд нет. Опубликовать эту работу было непросто. Саар и Яанисте тоже послали ее в журнал, редактором которого был Пикельнер. Работа вернулась с примечанием: поскольку только что публиковалось исследование на тему темной материи (наша общая с Черниным работа), редактор не счел нужным уделять этой проблеме больше места. Если б только Пикельнер догадался, что проблема эта станет одной из величайших загадок столетия, что природа темной материи не известна по сей день, несмотря на тысячи посвященных ей статей!

Среди астрономов и физиков поднялась шумиха вокруг темной материи. Было ясно, что настала пора обсудить проблему шире. Поэтому в январе 1975 года мы созвали в Таллине всесоюзную конференцию, посвященную темной материи. Насколько я знаю, это была первая такая конференция. Ныне проводится по нескольку таких конференций ежегодно. Как уже было сказано, поезд тронулся, и на конференции собралось очень представительное сообщество: московская астрономическая и физическая элита. Я доложил наши результаты о морфологической сегрегации галактических спутников, Чернин и Новиков говорили о газовой короне, Саар – о звездной короне, несколько астрономов анализировали данные по двойным галактикам. Фесенко из Пскова представил контрдоводы статистического характера – те же, о которых писал Бербидж. После конференции некоторые корифеи давали интервью эстонским газетам, журналы Horisont и «Природа» заказали у нас пространные статьи. Видимо, это были первые научно-популярные статьи о темной материи.

Следующее обсуждение проблемы темной материи состоялось в июле 1975 года в Тбилиси на третьем Съезде европейских астрономов. Я был на Съезде членом организационного комитета и благодаря этому смог дать совет посвятить темной материи одно из заседаний. Организаторы Съезда пожелали ограничиться наблюдательными аспектами проблемы. Очевидная их цель была затруднить выступление теоретикам. Здесь проявилось противоречие между взглядами астрономов в Москве и на Кавказе: в Москве была очень сильная теоретическая школа, а в главные кавказские центры – Бюракан (Армения) и Абастумани (Грузия) представляли в основном наблюдательное направление. Моя попытка включить в программу доклад Якова Зельдовича о возникновении галактик провалилась; доклад все-таки состоялся, но уже после официального закрытия Съезда. Включение темной материи в программу тоже вызвало противостояние: в то время ее рассматривали только как теоретическую модель. Так или иначе, пришлось ограничиться лишь эмпирической стороной проблемы.

Основная дискуссия в Тбилиси развернулась между тартуской группой и Густавом Тамманом. В качестве небольшого примечания скажу, что у Густава Таммана эстонские корни: его дед, тоже Густав Тамман, родом из Сангасте. При поддержке известного селекционера графа Берга он получил хорошее образование в Тартуском университете. Много лет он работал профессором химии в Тартуском университете. Перед Первой мировой войной он перебрался в Геттингенский университет. Астроном Густав Тамман работает в Базельском университете, он известен своими исследованиями постоянной Хаббла. Вместе с Алланом Сэндиджем он уже несколько десятилетий успешно защищает значение этой постоянной 50 км/с на мегапарсек (другая школа предпочитает значение 100 км/с на мегапарсек, спор до сих пор продолжается). В общем, Тамман принадлежит к числу признанных корифеев астрономии.

В своем докладе я представил все важные доводы в пользу темной материи. Мы тем временем продолжали изучать небольшие системы галактик и получили множество новых дополнительных подтверждений нашей гипотезе. Правда, они носили в основном статистический характер. Но было и одно исключение, где данные прямо подтверждали наличие массивной короны у нашей Галактики. Австралийские радиоастрономы обнаружили газовый поток, который движется вокруг нашей Галактики по полярной орбите. На южном небе этот поток пересекает Магеллановы Облака (которые видны невооруженным глазом), поэтому его называют Магеллановым Потоком. Скорость потока известна из радиоастрономических наблюдений, связь с Магеллановыми Облаками позволяет оценить расстояние до него. Поэтому нетрудно найти массу, которая вызывает движение потока. Анализ его движения убедительно подтвердил, что вокруг Галактики имеется массивная популяция.

Наш оппонент Тамман анализировал проблему комплексно. Он начал с групп галактик, затем завел разговор о взаимном движении Местной группы, Туманности Андромеды и нашей Галактики, и под конец упомянул довод Цвикки о скоплении Coma. Тамман оставил в стороне все новые доводы в пользу темной материи и использовал лишь те статистические данные, которые указывают на умеренную массу галактических систем. Его заключительный вывод был таков, что большинство галактик состоит только из известных звездных популяций, поэтому концепция темной материи не обоснована наблюдательными данными.

Было очевидно, что словесная перепалка ни к чему не приведет. В своем заключительном слове я перечислил наблюдательные проблемы, которые требуется решить, чтобы разгадать загадку темной материи. Авторитет Таммана был столь велик, что председатель Съезда и наш добрый друг и коллега Евгений Харадзе в обзоре Съезда написал, будто «концепция темной материи не нашла подтверждения». Даже Зельдович, который до той поры поддерживал нас, стал сомневаться и сожалеть, что как-то связал свое имя с темной материей. Он вопрошал: «Покажите нам хотя бы одну галактику, где темная материя точно имеется?».

Но вернуть джина обратно в бутылку не удалось. Год спустя, в сентябре 1976 года, в Гренобле, Франция, состоялся очередной съезд Международного астрономического союза. На этот раз советская бюрократия позволила мне участвовать – правда, лишь в туристической группе молодых астрономов. Одно заседание Комиссии по исследованию Галактики было посвящено проблеме темной материи. Выступал и я, как представитель Тартуской группы. Провести заседание Комиссии оказалось сложно, поскольку мне позволили пробыть в Гренобле не более пары дней: я должен был ехать дальше в Париж с туристической группой. Заседание пришлось перенести на более раннее время, иначе я не смог бы выступить. К счастью, председателем Комиссии был чешский астроном Перек, который понял наши трудности и сделал все, чтобы заседание состоялось. Мартен Шмидт говорил о звездном гало галактик. Я посвятил основную часть своего доклада анализу возможного состава темной материи. Как уже упоминалось, к проблеме темной материи нас подвел детальный анализ галактических популяций. Наши модели были основаны на синтезе фотометрических, эволюционных и динамических данных. Было ясно, что темная популяция не имеет ничего общего с популяцией обычного гало, которая состоит из старых бедных металлами звезд и почти сферична. Принстонские астрономы Острайкер, Пиблз и Яхил использовали для названия темной материи термин «гало». Чтобы избежать путаницы, я посоветовал назвать новую неизвестную популяцию «короной». По своей протяженности эта популяция весьма похожа на корону, и она также частично состоит из горячего газа. Таким образом, аналогия, например, с солнечной короной действительно имеется. Впрочем, мы обсудили это также с Бартом Боком, когда встречались с ним в 1982 году у него дома в Аризоне. Он полностью разделял нашу точку зрения и использовал для темной материи понятие «корона». Но мы опоздали, название «темное гало» уже прижилось.

Кажется, в Гренобле мои доводы умножились. После обсуждения я услышал, как признанный американский исследователь галактик Айвен Кинг тихо проронил: «Пожалуй, действительно существует два гало» (то есть одно гало из обычных звезд и другое – из темной материи). Год спустя в США состоялась конференция, посвященная строению галактик. Одним из главных докладчиков был Айвен Кинг. Он очень подробно описал концепцию темной материи. Порой эту конференцию считают прорывом для гипотезы темной материи. Я с этим не вполне согласен. Еще не были получены новые, очень убедительные наблюдательные подтверждения, еще не была известна роль темной материи в развитии Вселенной.

Очень веские доводы в пользу темной короны, или гало, вокруг галактик представила американская исследовательница Вера Рубин. Ее сотрудники сумели построить очень чувствительный детектор, который мог измерять галактические спектры в очень слабых переферийных областях галактик. Рубин начала измерения в 1975 году. Ей удалось зафиксировать спектры большинства ярких галактик и измерить скорости вращения до гораздо бóльших расстояний от центра, чем раньше. Ее измерения показали, что кривые вращения почти всех галактик являются плоскими, что свидетельствует о постоянстве скорости. Эти результаты стали надежным подтверждением того, что вокруг галактик имеются темные гало.

Однако теоретики все-таки не согласились с новыми наблюдательными данными. Их мучил вопрос: зачем нужна темная материя? В природе нет ничего ненужного: раз уж природа такова, что бóльшая часть материи темная, – то это должно иметь какой-то смысл. В конце 1970-х годов еще не было ясности в том, как образуются галактики. Во многом благодаря работе Якова Зельдовича и его коллег стало понятно, что галактики и системы галактик возникают из небольших возмущений плотности, которые усиливаются гравитацией. В областях, где плотность чуть выше средней, гравитационное притяжение сильнее, чем в областях, где плотность ниже. Поэтому вещество истекает из разреженных областей и стекается в более плотные области. Однако процесс этот довольно медленный. Так, из теоретических расчетов следовало, что ко времени, когда первоначально горячий газ Вселенной достаточно остынет и сможет начаться гравитационная концентрация, относительные флуктуации плотности должны стать уже достаточно большими, составляя примерно тысячную долю самой плотности. Измерения фонового космического излучения показали, что на самом деле флуктуации плотности были в то время примерно в сто раз меньше. Когда результаты этих измерений фонового излучения впервые стали известны, Зельдович усомнился в их достоверности, поскольку, по его мнению, в таком случае галактики никак не смогли бы возникнуть.

Решение предложил наш добрый друг и коллега Чернин. Его расчеты показали, что если темная материя состоит не из обычного вещества (из которого построены звезды, планеты и мы сами), а, например, из нейтрино, то такой нейтринный газ освобождается от влияния горячего излучения на гораздо более ранней стадии развития Вселенной, и рост в нем флуктуаций плотности может начаться раньше, чем в обычном газе. Особенность нейтрино состоит в том, что они очень слабо взаимодействуют с обычным веществом и излучением. К тому времени, когда обычное вещество может только начать конденсироваться, нейтринный газ уже образует поле плотности с достаточным контрастом.

Эти результаты впервые обсуждались в 1981 году в Таллине на конференции «Возникновение структуры Вселенной», в которой вновь участвовали все ведущие теоретики и наблюдатели – как физики, так и астрономы. Эту конференцию можно считать краеугольным камнем в зарождении новой области науки: астрофизики элементарных частиц (astroparticle physics). На заключительном банкете Зельдович выступил с вдохновенной речью. Среди прочего, он сказал:

«Наблюдатели бессонными ночами напряженно работают, чтобы собрать новые данные. Теоретики интерпретируют наблюдения, часто ошибаются и начинают сначала; и лишь изредка наступает момент просветления. Сегодня наступил один из тех редких моментов, когда нами овладело священное чувство, что мы напали на след тайн природы».

Темная материя необходима для возникновения галактик. Этот пример – замечательное свидетельство того, как теоретики относятся к наблюдательным данным. В свое время это отношение сформулировал один из ведущих теоретиков 20-го века Эддингтон: «Ни один результат эксперимента нельзя воспринимать всерьез до тех пор, пока ему не найдено теоретическое объяснение».

Пару лет спустя выяснилось, что нейтрино – не лучшие кандидаты на роль темной материи. Оказалось, что нейтринный газ не может образовать скопления меньших размеров, чем большие скопления и сверхскопления галактик. Концепция нейтринной Вселенной не может объяснить тонкую структуру сверхскоплений и существование галактик. Разные теоретики предлагали другие модели для объяснения тонкой структуры сверхскоплений, например, модель холодной темной материи, состоящей из пока неизвестных слабо взаимодействующих частиц. Теоретическое обоснование холодной темной материи предложили Блюменталь, Фабер, Примак и Рис в 1984 году. Астрономическое сообщество принимает такую концепцию по сей день. Но этим история темной материи еще не заканчивается. Вместе с прояснением ее космологической роли на повестке дня появился новый вопрос: структура Вселенной.

10. Тыравере в семидесятых

В начале семидесятых годов всерьез начал обсуждаться вопрос о разделении Института физики и астрономии на два учреждения и о создании самостоятельного астрономического института. При этом было важно число докторов: оно определяло уровень института и тем самым размер зарплаты. Из наших астрономов докторская степень была только у Киппера, поэтому стала актуальной защита докторских диссертаций. Киппер предложил мне оформить мои предыдущие научные работы как докторскую. Видимо, он уже и не надеялся на Кузмина: от того уже давно ждали степени, но Кузмин все медлил.

Я обдумал предложение Киппера и решил, что никак не должен обходить своего учителя. Но как убедить Кузмина написать докторскую? Свои находки Кузмин обычно делал в короткие промежутки очень интенсивных размышлений. Однако оформление работ занимало у него много времени. Немало результатов так и остались в столе, поскольку Кузмин не мог собраться и написать статью. Так же обстояли дела и с докторской. Он никак не мог мобилизоваться и написать ее. Отговаривался Кузмин тем, что для него интереснее углубляться в сложные проблемы, а не писать толстые тома, где нет уже ничего нового. Как же быть с диссертацией? Мы посоветовались с молодыми коллегами и решили: опубликованные работы Кузмина настолько хороши, что их можно считать главами компактной докторской работы. Кузмину мы сказали, что будем собирать диссертацию из его статей. Поскольку в те времена требовалось представить том с оформленной докторской работой, то нужно было перепечатывать статьи заново. Кузмин поотнекивался, но, наконец, согласился. Однако когда Кузмин стал перечитывать свои ранние работы, у него то и дело возникали новые идеи, которые он оформил как дополнения к главам. Работа шла так: Кузмин сидел полночи и писал свои дополнения; к утру они лежали на столе, а мы пытались как-то разобрать каракули и перепечатывали их. К обеду появлялся маэстро и перечитывал текст, щедрой рукой внося новые дополнения. Затем текст снова отправлялся на перепечатку. Этот процесс сходился довольно быстро. Примерно за полгода был готов уникальный труд. К сожалению, бóльшая часть этих дополнений не опубликована до сих пор. Так или иначе, защита прошла очень успешно, и оппонентам вновь пришлось признать исключительно высокий уровень работ Кузмина.

Когда Кузмин защитил свою работу, я тем же методом оформил свою докторскую диссертацию. Бóльшая часть глав состояла из ранних работ, а в новые главы вошли последние результаты по эволюции галактик. Моя защита в марте 1972 года также прошла хорошо. К сожалению, у меня новые главы тоже задержались в столе. Работы прибывало, и некоторые пионерские результаты в области эволюции галактик так и не были опубликованы.

В конце шестидесятых исследование строения галактик продвинулось очень значительно, и возникла очевидная потребность привлечь к работе молодых астрономов, чтобы глубже изучать возникавшие проблемы. До тех пор, следуя нашему плану развития, все молодые ученые приступали к звездной физике. Теперь же пришло время задействовать второй этап плана. Вместе с Григорием Кузминым мы отправились на разговор с Киппером и попросили разрешения начать подготовку студентов для изучения галактик. К нашему удивлению, Киппер сказал, что если мы представим свою программу на институтском совете, то он выступит против. Мы были изумлены, ведь речь шла об исполнении плана, который утвердил сам директор. Но мы не хотели создавать трений, в Тыравере их хватало и раньше. Поэтому мы решили не рекламировать широко нашу программу, но потихоньку все-таки осуществлять ее. Мы выступали перед студентами-физиками с докладами о новых проблемах строения галактик, и это сработало. Так через некоторое время к нашей теме присоединилась первая молодежь: Эрик Таго, Яан Венник, Антс Каазик и Пеэтер Траат, пару лет спустя за ними последовал Урмас Хауд, он пришел на подмогу к Энну Саару и Яаку Яанисте, уже работавшим в группе теоретической астрофизики.

Вскоре исследование галактик стало нашим основным направлением, а звездная статистика и динамика (представленные Григорием Кузминым, Хейно Ээлсалу, Михкелем Йыэвеэром и Юло-Ильмаром Велтманом) отошли на задний план. В то время из самостоятельной исследовательской группы обычно создавали отдельный сектор. О создании сектора галактической физики руководство не хотело поначалу даже слышать. При составлении резюме наиболее значительных результатов научной работы возникла полемика: можно ли считать значительным результатом решение проблемы темной материи? Акселю Кипперу это казалось «погоней за модой» и «эпигонством». Лишь какое-то время спустя, когда появились результаты по структуре Вселенной, нашу группу переоформили в сектор галактической физики. Позже она, вместе с группой звездной статистики, превратилась в отдел космологии. Лишь после того, как к нашим работам пришло международное признание, они были полностью признаны и в обсерватории. Нашу деятельность активно поддерживал директор Вяйно Унт, который хорошо чувствовал развитие современной науки. Но и его жизнь не была простой, ведь он попал меж двух огней: с одной стороны, он видел наши результаты, с другой – не мог игнорировать мнение астрономов, стоявших на классических позициях.

Эти обстоятельства не уменьшают роль Акселя Киппера как создателя обсерватории в Тыравере. В советское время он был, очевидно, одним из лучших научных организаторов в Эстонии. Описанные события показывают его человеческую сторону: даже у лучших из нас есть свои недостатки. Взгляды Киппера на науку сформировались в 1930-е годы, когда самым современным разделом астрономии была физика звездных атмосфер. В то время изучение галактик не считалось астрофизикой, а наблюдательной космологии в нынешнем понимании не существовало вовсе. Несмотря на несколько скептическое отношение к новейшим направлениям в космологии, Киппер не препятствовал их развитию. Однажды он выразил свое отношение к различным направлениям в обсерватории такими словами: «Пусть расцветают сто цветов, мы не знаем наперед, какой из них принесет когда-нибудь самый лучший плод». Такой подход не всюду встретишь.

11. Вопрос Зельдовича

Первая встреча тартуских астрономов с Зельдовичем состоялась еще в 1962 году. Тогда в Тыравере проходила летняя школа, которой руководил Зельдович. Он только что перешел в гражданскую науку, а до того пару десятилетий участвовал в создании новейшей военной техники. Его идеи легли в основу конструкции «Катюш», сыгравших столь большую роль во Второй мировой войне. Он был одним из отцов советских атомной и водородной бомб. В 1960 годах Зельдович почувствовал интерес к еще более масштабным явлениям – его заинтересовало возникновение Вселенной в результате Большого взрыва. Зельдович собрал вокруг себя группу талантливой молодежи и начал изучать процессы, происходящие во Вселенной. Рост гравитационных возмущений в ходе эволюции был именно его идеей, как и многие другие догадки. В начале 1960-х Зельдович еще оставался сторонником гипотезы, согласно которой первоначально холодная Вселенная разогрелась в ходе последующей эволюции. Когда пришло известие об открытии фонового космического излучения, Зельдович понял, что это излучение дошло до нас из горячей Вселенной, и быстро переориентировался.

Летняя школа, прошедшая в 1962 году в Тыравере, была первой в ряду подобных школ и семинаров. Московские теоретики с удовольствием приезжали к нам, здешняя более свободная атмосфера и более «западная» среда заметно разнообразили их московскую суету. Так, нашим частым гостем был Иосиф Шкловский, автор многих оригинальных идей и один из создателей современной астрофизики. Семинары сопровождались вечерами у костра, где Шкловский часто пел с молодежью под гитару русские, а также старые тюремные песни, которые были в то время весьма популярны.

Тартуские астрономы подходили к проблеме, скорее, с классических позиций. Примерами для нас служили московские и ленинградские светила: в области галактик, например, Павел Паренаго, а в физике звезд – Виктор Соболев. Поэтому, несмотря на летние школы, с новыми московскими теоретиками у нас тесное сотрудничество не наладилось. Научные сражения происходили в Москве дважды в месяц на объединенных астрофизических семинарах под руководством Зельдовича. Эти семинары посещали астрономы и из других научных центров. Выступление на семинаре у Зельдовича было знаком большого признания, лишь после него новичка с окраины принимали в группу «своих». Мое первое выступление на семинаре у Зельдовича состоялось в конце 1971 года – я докладывал свои результаты моделирования галактик и рассказывал о парадоксе массы. У меня тогда еще не было опыта выступления на этих семинарах, и я совершил тактическую ошибку: ведь тогда парадокс массы еще не был разрешен. Но ничего ужасного не случилось; так или иначе, представителей нашей космологической группы и в дальнейшем приглашали на зимние школы, которые планово проводились на горных курортах Кавказа.

В январе 1972 года на зимней школе я выступал с докладом о строении галактик. Доклад удался. После него Зельдович позвал меня к себе и предложил сотрудничество. В то время разрабатывались три различных сценария образования галактик. Теория Зельдовича основывалась на гравитационной неустойчивости, которая увеличивает контраст плотности и ведет к образованию плоских структур, названных Зельдовичем «блинами». Вторую теорию развивал в Москве Леонид Озерной, в ней важную роль играло турбулентное движение вещества. Острая борьба на семинарах у Зельдовича происходила в основном между сторонниками этих двух теорий. Третью теорию развивал в Принстонском университете Джим Пиблз. Согласно его теории, структура Вселенной сформировалась путем последовательного рождения иерархии уплотнений: поначалу возникли небольшие уплотнения размером со звездные скопления, из них возникли галактики, а из галактик – скопления галактик. Зельдович просил нас помочь с анализом наблюдательных данных. Требовалось найти подтверждения тому или иному сценарию.

В то время у нас не было никакого опыта в наблюдательной космологии, и поначалу мы не понимали, как подойти к проблеме. Конечно, в нашей группе было двое сообразительных молодых людей, получивших космологическую подготовку: Энн Саар и Яак Яанисте. Они были сильными теоретиками, но им почти не приходилось сталкиваться с наблюдательным материалом по космологии.

Через какое-то время мы вспомнили свой ранний опыт, полученный при изучении строения галактик. В основе исследований Роотсмяэ лежала идея о том, что звездные популяции долгое время сохраняют свою пространственную структуру и кинематические характеристики. Поэтому, исследуя эти свойства, можно делать выводы об образовании и развитии популяции. Аналогичные идеи использовали американские астрономы Эгген, Сэндидж и Линден-Белл (который как раз в это время несколько лет занимался научной работой в Калифорнии; позже он работал в Кембриджском университете в Англии). Было ясно, что чем больше космические структуры, тем медленнее происходит их эволюция. Поэтому большие структуры должны сохранять те свои особенности, которыми они обладали при своем возникновении на ранних этапах эволюции Вселенной. Это можно показать на простом примере: средние относительные скорости галактик составляют около нескольких сотен километров в секунду (речь не о скорости, связанной с расширением Вселенной, а о скорости относительно расширяющейся Вселенной). Согласно современным данным, возраст Вселенной – около 15 миллиардов лет. Отсюда нетрудно найти, что галактика, летящая со средней скоростью, успевает удалиться от места своего рождения лишь на несколько мегапарсек. Если бы во Вселенной имелись еще более крупные структуры, их строение до сих пор весьма мало отличалось бы от первоначального.

Иными словами, теперь мы могли сформулировать задачу Зельдовича так: существуют ли во Вселенной какие-нибудь упорядоченные и достаточно большие структуры? Когда нам стала ясна постановка задачи, то вспомнилась и другая вещь: мы уже обнаружили известные закономерности в распределении карликовых галактик. А именно, карликовые галактики располагаются в пространстве не однородно, а скапливаются поблизости гигантских галактик. К тому времени в группе Зельдовича уже были получены первые численные расчеты эволюции структуры. Для вычислений применялись самые большие на тот момент ЭВМ, которые позволяли отслеживать движение примерно тысячи точечных масс. Для сравнения: на современном персональном компьютере можно рассчитать эволюцию ансамбля примерно из 17 миллионов частиц! Уже первые вычисления показали, что в ходе эволюции точечные массы скапливаются в более плотных областях, которые образуют ячеистую структуру; внутри ячеек плотность точек ниже. Поэтому мы могли рассматривать нашу задачу еще конкретнее: существуют ли предсказанные командой Зельдовича уплотнения («блины») и разреженные области между ними?

Теперь в нашу работу была уже вовлечена вся группа космологов и исследователей галактик. Одна из возможностей состояла в использовании в качестве индикаторов структуры скоплений галактик, описанных Цвикки: к тому времени как раз был издан составленный им пятитомный каталог галактик и их скоплений. Цвикки считал скоплениями также небольшие группы галактик, которые выпали из каталога скоплений Абеля, изданного несколькими годами ранее. Поэтому мы надеялись, что с помощью скоплений Цвикки удастся лучше описать большую структуру. В середине 1970-х годов появились первые каталоги галактик, где приводились расстояния. С их помощью мы надеялись определить расстояния до скоплений Цвикки. Результаты мы представили объемной моделью. Скопления мы изобразили пластмассовыми шариками; их повесили на деревянной раме в кабинете Саара и Яанисте. К раме мы прикрепили сетку из миллиметровой бумаги, чтобы проще было определять координаты. Саар и Яанисте были главными вдохновителями и создателями этой модели.

Когда мы повесили шарики, нас постигло разочарование. Расстояние до многих скоплений не удалось определить. Эти скопления мы повесили на сфере постоянного радиуса, чтобы хотя бы зафиксировать направление на скопление: оно не зависит от расстояния. Тут и там были видны уплотнения, очевидно, сверхскопления. Однако никакого порядка в их распределении найти не удалось. В модели преобладали скопления, расстояния до которых оставались неизвестными.

В это же время наш коллега Михкель Йыэвеэр собрал данные как по скоплениям и группам галактик, так и по отдельным галактикам. Чтобы получить визуальную картину распределения, Михкель использовал другой прием. Он нанес изучаемые объекты на рисунки в полярных координатах. Эти рисунки можно сравнить с кружками нарезанного апельсина. В центре рисунка наблюдатель, в нашем случае наша Галактика, а галактики и скопления расположены на расстояниях от центра, пропорциональных их расстояниям до нашей Галактики. При этом положение объекта соответствует его положению на небосводе. Михкель Йыэвеэр сделал много таких относительно тонких срезов, поэтому, сравнивая рисунки, можно было легко различить пространственное распределение систем галактик. Один из таких срезов – правда, в прямоугольных координатах – изображен на Рис. 10, где наблюдатель (Галактика) располагается в центре.

Рис. 10. Скопления галактик изображены в виде больших дисков, группы галактик – полыми кружками, галактики – точками, активные галактики – крестами. В центре находится сверхскопление в Деве, показаны сверхскопления в Волосах Вероники (Coma), в Персее и в Геркулесе. Между скоплениями находятся цепочки галактик, местами видны пустоты, где галактик нет. Расстояния даны в парсеках и световых годах. Расстояние от нас до сверхскопления Coma около 70 Мпк, а до сверхскопления в Геркулесе – примерно 100 Мпк.

Рис. 11. Численная модель зарождения структуры Вселенной. Видно концентрирование частиц в блинообразные уплотнения, между уплотнениями плотность частиц очень мала (Дорошкевич, Шандарин и Новиков, 1975).

На рисунках бросалась в глаза следующая закономерность: как галактики, так и скопления и группы собираются в системы, которые можно назвать сверхскоплениями. Пространство между сверхскоплениями почти пусто, там нет ни галактик, ни скоплений.

Успех нас окрылил. Мы оставили нашу модель с шариками и сосредоточили внимание на детальном изучении срезов, предложенных Михкелем Йыэвеэром. Эти срезы были сделаны для всего небосвода и показывали общее положение галактик. Особого внимания заслуживало сверхскопление в созвездии Персея. В этой области не было других близких сверхскоплений, поэтому между сверхскоплением в Персее и нами в пространстве не было галактик: эта область представляла собой большую пустоту. Таким образом, открывалась возможность весьма детально исследовать строение самого сверхскопления в Персее.

Уже в 1975 году мы с Зельдовичем обсуждали, не пришло ли время созвать представительную конференцию для обсуждения новых космологических проблем. До сих пор мы встречались только на всесоюзных конференциях. Несмотря на значительную представительность этих конференций в последнее время, на них не было гостей из англоязычного мира. Поначалу мы взвешивали, не посвятить ли конференцию обсуждению темной материи, однако в то время астрономическое сообщество в целом еще не восприняло эту концепцию. Поэтому Зельдович пожелал, чтобы тематика была нейтральнее. Тогда мы предложили вариант «Макроструктура Вселенной». Чтó в действительности представляет собой макроструктура, не было еще ясно, но у нас перед глазами стоял пример других конференций, посвященных макроструктуре Галактики. По совету Зельдовича, мы предложили провести конференцию в Таллине. В то время при поездках за границу для советских астрономов действовали ограничения. Поэтому, чтобы в конференции активно участвовали астрономы Востока и Запада, ее нужно было провести в пределах Советского Союза. Техническая организация такого мероприятия в Москве или других крупных центрах оказалась бы чересчур сложной. Главную роль в научно-организационном комитете конференции получил английский астроном Малькольм Лонгейр, который долгое время стажировался в Москве, хорошо говорил по-русски и был знаком с тематикой и стилем семинаров Зельдовича.

Однако у нас не было опыта в организации таких крупных мероприятий. Мы создали технический организационный комитет, который стали в шутку называть «Главсимпстрой». Раздали задания, собрали людей для подготовки аудиторного оборудования, для организации культурной программы, транспорта, расселения гостей, и т. п. Как позже говорили и отмечали участники конференции в своих заметках, никому из них не доводилось бывать на столь хорошо организованном мероприятии. Состоялись фуршет по поводу открытия, заключительный банкет, множество концертов, посещение музея под открытым небом, и проч. Поскольку бóльшая часть русскоязычных участников не владела английским в достаточной мере, был предусмотрен постоянный англо-русский синхронный перевод. На предыдущих международных конференциях в СССР (по крайней мере астрономических) доклады читались на русском языке, поскольку многие просто не знали другого. На нашей конференции все доклады и дискуссии были на английском.

12. Сверхскопления, пустоты и цепочки

По ходу конференции выяснилось, что ее гвоздем стало строение сверхскоплений. Первым слово по этой теме взял известный исследователь галактик Джордж Абель. Но в его докладе не было ничего принципиально нового. Следующим выступил Брент Талли, известный наблюдатель, который с помощью радионаблюдений определил расстояния до многих галактик в Местном сверхскоплении. Чтобы получить его пространственную картину, Талли использовал простой прием: он заставил изображение сверхскопления вращаться на экране компьютера, что создавало иллюзию трехмерного пространства. Позже исследователи сверхскоплений регулярно пользовались этим приемом. Фильм, подготовленный Талли, показал, что Местное сверхскопление состоит из цепочек галактик, которые разветвляются от центрального скопления в созвездии Девы. В пространстве между цепочками галактик не было видно. Эта картина сильно напоминала полученное нами изображение сверхскопления в Персее. Строение Местного сверхскопления галактик уже много лет изучал американский астроном Жерар де Вокулер, который также участвовал в конференции. Он ввел координаты в системе Местного сверхскопления, определяемые самой плотной сплюснутой его частью. Вокулер не обнаружил того, что галактики собираются в цепочки: расстояния до галактик были известны в то время еще с очень низкой точностью.

Теперь настал наш черед. Мы уже заметно продвинулись в тщательном исследовании сверхскопления в Персее и его окрестностей, и потому имели очень хорошее представление о сети скоплений в целом. Галактики в сверхскоплении Персея образуют длинную цепочку, на которой в виде уплотнений нанизаны скопления и группы галактик. Цепочка находится на расстоянии более 50 Мпк (мегапарсек) от нас, если при масштабировании расстояний во Вселенной принять значение постоянной Хаббла 100 км/(с Мпк). Цепочка располагается почти перпендикулярно лучу зрения. Особенно характерно то, что цепочка очень тонка, ее толщина равна поперечнику одного скопления. Ниже и выше цепочки (с точки зрения наземного наблюдателя) галактик нет вообще, перед ней и за ней – тоже. Таким образом, цепочка представляет собой нитевидное образование, окруженное пустотой. При этом ее длина очень велика – более ста мегапарсек. На одном конце цепочки находится центральное скопление сверхскопления в Персее, далее ход сверхскопления проследить невозможно, его загораживает Млечный путь. Второй конец цепочки протягивается до следующего сверхскопления, которое находится несколько ближе к нам. Другая цепочка скоплений делает оборот вокруг пустоты, находящейся за сверхскоплением в Персее, и образует следующее сверхскопление позади этой пустоты, на расстоянии примерно 150 Мпк.

Но этим цепочка скоплений не заканчивается. Сравнение расположенных рядом срезов показало, что цепочки галактических скоплений образуют почти непрерывную сеть. Тут и там в сети встречаются более плотные узлы, где концентрируется больше галактик. Эти уплотнения и можно рассматривать как сверхскопления. В свою очередь, сверхскопления разветвлены, помимо скоплений, в них имеется множество галактик, которые, однако, не разбросаны случайным образом, а сами образуют цепочки. Сеть из сверхскоплений, образующих их цепочек и пустот между ними была весьма близка к теоретическому распределению, найденному группой Зельдовича. Для обозначения этой сети мы использовали термин «ячеистая структура Вселенной».

Вскоре после нас выступили Тиффт и Таренги, которые исследовали строение сверхскоплений в Волосах Вероники и в Геркулесе. Эти докладчики также подтвердили существование сверхскоплений и пустот. Открытие сверхскоплений и обнаружение пустот как раз и стали гвоздем конференции. Малькольм Лонгейр подвел итог ее результатам: «Думаю, что самые важные открытия, доложенные на этой конференции, – это цепочки галактик, которые образуют пространственную сеть наподобие кружева, и ячеистое строение Вселенной в целом».

До той поры среди астрономов царило представление, будто галактики и скопления галактик расположены в пространстве более-менее случайно и заполняют пространство равномерно. Эта точка зрения опиралась на исследования видимого распределения галактик, в котором не наблюдалось особых сгущений или протяженных структур с четкими границами. Поэтому астрономическое сообщество относилось к нашим результатам осторожно. Нам было сложно публиковать свои результаты. Мы послали статью о сверхскоплении в Персее и его окрестностях в журнал Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Рецензент нашел, что наши доводы недостаточно убедительны, и заставил изъять все общие рассуждения об ячеистой структуре. Статью удалось опубликовать под мало что говорящим названием «Распределение галактик в Южном полушарии». Однако пару лет спустя стали приходить подтверждения. Американские астрономы из Йельского университета исследовали распределение галактик в направлении созвездия Волопас и обнаружили в нем большую разреженную область. При подготовке своей статьи они, выбирая подходящее название, прибегли к помощи рекламщиков, которые посоветовали такой заголовок: «Миллион мегапарсек пустоты в созвездии Волопас?» Этот заголовок действительно привлек внимание и произвел ожидаемый эффект. Но, хотя в их в статье и была ссылка на обнаруженную нами пустоту за сверхскоплением в созвездии Персея, на эту ссылку особого внимания не обращали, а потому часто первооткрывателями больших пустот считают йельских астрономов.

Нашей следующей задачей было выяснить, как могли возникнуть цепочки галактик и пустоты. Согласно представлению Зельдовича, вещество перетекает из разреженных областей и скапливается в областях с большей концентрацией вещества. Области скопления вещества должны формировать приплюснутые диски вроде «блинов». Однако наши данные указывали на наличие вытянутых в одном направлении цепочек. Поэтому сначала мы тщательно изучили материал в поисках плоских двухмерных структур. Ответ был отрицательным: мы снова и снова убеждались, что основными структурными элементами являются цепочки галактик, которые местами образуют уплотнения, отождествляемые со скоплениями и группами. Энн Саар развил теорию Зельдовича о формировании «блинов» и вывел аналитическое решение для формирования уплотнений. Выяснилось, что в пустотах плотность убывает постепенно и никогда не становится равной нулю. Эволюция плотности в областях повышенной концентрации вещества иная. Здесь плотность растет, пока сталкиваются потоки частиц, втекающих с двух сторон в центр области. При этом в упрощенной модели плотность достигает бесконечно больших величин. Эволюция плотности в плоских и нитевидных структурах различна. Однако в обоих случаях большая плотность не препятствует удлиннению «блинов» и цепочек вследствие глобального расширения Вселенной. Результат Саара был особенно важен для объяснения природы пустот. Поскольку в разреженных областях плотность вещества повсеместно ниже средней плотности, то там галактики вообще не могут возникать: вещество в этих областях сохраняет свое первоначальное древнее состояние.

Эти результаты мы представили в журнал Monthly Notices, и снова встретили скептическое отношение. Рецензент настойчиво требовал, чтобы мы изъяли из статьи все теоретические соображения и ограничились лишь наблюдательными результатами. Однако мы не последовали в точности всем указаниям рецензента. Результаты Энна Саара мы оставили, но без математического обоснования: их удалось опубликовать лишь более пятнадцати лет спустя, когда мы вернулись к вопросу об эволюции пустот.

Однако таллинская конференция 1977 года была прорывом в нашей работе. Прежде Тартуская обсерватория была известна лишь по работам Струве и Эпика, теперь же астрономическая общественность узнала, что и ныне в Тарту делается важная работа. Это дало нам возможность посещать другие обсерватории. Астрономический совет в Москве, который координировал не только научную деятельность астрономов, но и их зарубежные поездки, ревностно держал под своим крылом связи в области звездной физики, в которой сам Астрономический совет занимал ведущее место. Эти связи с социалистическими странами Восточной Европы были очень тесными, что могли использовать и некоторые специалисты из Тарту. Однако товарищи из руководства Астрономического совета всячески сторонились связей в области галактической астрономии и космологии. После таллинской конференции мы стали получать прямые приглашения и сумели найти способ оформлять необходимые для поездок документы напрямую через отдел внешних сношений Академии наук СССР, минуя тем самым Астрономический совет. Первой длительной командировкой стала полугодовая поездка Энна Саара в Йельскую обсерваторию в 1980 году. Осенью того же года у меня появилась возможность провести три месяца в Кембридже, Англия.

Там я продолжил изучение структур и распределение сверхскоплений. Бывал я и на семинарах, где с удивлением обнаружил, что ни наличие темного вещества, ни ячеистая структура Вселенной еще не были там восприняты. Тогда я решил выступить и сделал доклады по обеим темам. Особенно интересным получилось обсуждение доклада, посвященного структуре. Чувствовалось, что народ довольно скептически относится к нашим результатам. Наконец, встал Майкл Фолл и сказал: «Все это замечательно, но мне хотелось бы знать, чем объясняется появление пустот и сверхскоплений?» Тут снова проявился подход Эддингтона: результатам наблюдений нельзя верить прежде, чем появится объясняющая их теория. Я ответил Фоллу: «Моя задача – исследовать действительную структуру, а объяснять ее – забота теоретиков».

Было очевидно, что нашим результатам не поверят, пока мы не найдем более убедительные подтверждения обнаруженным новым свойствам структуры и не сумеем лучше объяснить ее возникновение.

13. В поисках новых подтверждений

В поисках количественных характеристик структуры нам помог Зельдович. Он посоветовал использовать для описания структурных элементов кластерный анализ – геометрический метод, позволяющий определить на некоторой совокупности точек сходные объекты, или кластеры. Кластерный анализ объединяет в единую систему все частицы, у которых среди членов кластера есть минимум один сосед на удалении не более заданного предельного расстояния – так называемое расстояние ближайшего соседа. Изменяя это расстояние, можно определять различные системы. В случае очень небольших расстояний ближайшего соседа все частицы в выборке изолированы, так как их взаимные расстояния не могут быть достаточно малы (по крайней мере, в случае галактик). При увеличении расстояния ближайшего соседа в более плотных областях галактики начинают объединяться в скопления. Сначала к скоплению причисляются только галактики, лежащие в центральном уплотнении, затем, по мере увеличения расстояния ближайшего соседа, – все более далекие от центра галактики в разреженных областях скопления. Если еще больше увеличить расстояние, то к скоплению начнут присоединяться галактики из цепочек, окружающих скопление, кластер при этом разветвляется. Это образование становится центральной частью сверхскопления, которое окружит скопление. Наконец, при дальнейшем увеличении расстояния ближайшего соседа наступает момент, когда близкие сверхскопления начинают объединяться. Сверхскопления соединяются длинными цепочками галактик; такие цепочки мы обнаружили уже тогда, когда исследовали строение сверхскопления в Персее. Теперь мы получили метод, который позволил охарактеризовать строение всей этой сети в целом.

Выяснилось, что свойства сети, определенные с помощью кластерного анализа, сильно различаются для разных распределений. Если распределение частиц случайно, то при малых радиусах ближайшего соседа никакие скопления не образуются, а при увеличении радиуса ближайшего соседа все объекты объединяются в большую систему, охватывающую выборку почти целиком. Реальное распределение значительно отличается от случайного, цепочки галактик возникают при меньших значениях предельного расстояния, чем в выборке со случайным распределением. Распределение частиц, получаемое из теории иерархического скучивания, существенно отличается от случайного и от реального распределений. Поскольку в этой модели не возникали мостики, соединяющие скопления, то зарождение сверхскоплений происходит здесь при бóльших предельных радиусах, чем следует из наблюдений.

Таким образом, кластерный анализ предоставил нам количественный метод, который показал явное различие между реальным распределением и моделями. Модель космических вихрей Озерного сразу выпала из борьбы, поскольку она не предсказывала никакой упорядоченности в распределении галактик. Выпала также и модель Пиблса с иерархическим скучиванием, так как она не объясняла возникновения цепочек галактик. Поначалу казалось, что победила модель Зельдовича. Но вскоре мы нашли слабые места и в этой модели. А именно, наш кластерный анализ показал, что наблюдательные данные свидетельствуют о наличии цепочек с различным обилием галактик: кроме богатых сверхскоплений, имеются и бедные, и даже отдельно расположенные галактические цепочки. В модели же Зельдовича возникают только большие сверхскопления и пустоты между ними, но не тонкая структура между сверхскоплениями.

В конце 1981 и в начале 1982 года я был в Европейской Южной обсерватории близ Мюнхена. Там я встретил американского астронома Дика Миллера, который уже много лет занимался исследованием, а также численным моделированием строения галактик. Незадолго до нашей встречи у него появился интерес к распределению галактик, и он подготовил первые симуляции зарождения структуры. Чтобы охарактеризовать распределение частиц в пространстве, он создавал фильм, где использовал (как это в свое время делал Талли) вращение набора точек на экране компьютера для наглядного представления целостной картины. Мы быстро нашли общий язык и решили, что вместе сделаем фильм о действительном распределении галактик. Моей задачей была подготовка соответствующей выборки галактик, его задачей – создание фильма. К тому времени уже имелось несколько каталогов с расстояниями до галактик, измеренными по красному смещению. Самым полезным из них оказался каталог Гарвардской обсерватории, составленный Джоном Хухра. Этот каталог содержал все данные, опубликованные в литературе. Несмотря на некоторую неоднородность, каталог был совершенно уникален по объему данных. К нам попала одна из первых версий этого каталога, и мы сделали несколько фильмов, пользуясь его данными. Один из фильмов представлял все Местное скопление галактик (подобно фильму, сделанному когда-то Талли). Второй фильм охватывал гораздо большее пространство, так что на окраинах были видны три сверхскопления: Местное (Дева), Coma и сверхскопление Геркулеса. В центре оказывалась большая пустота, лежащая между ними (см. рис. 1). Фильм ясно показывал наличие тонкой структуры в пустоте между этими скоплениями. Любопытно, что строение галактических цепочек в центре большой пустоты очень напоминало строение самих сверхскоплений: и те, и другие состояли из разветвляющихся нитей. Различие состояло в массе: цепочки в сверхскоплениях массивны, и размер принадлежащих им уплотнений соответствует скоплениям. Цепочки галактик в середине большой пустоты довольно бедны, и в уплотнениях расположены группы галактик умеренного размера. В фильме также было видно скучивание богатых скоплений галактик в направлении плоскости, близкой к плоскости Местного сверхскопления. Расположенные в этой плоскости сверхскопления образуют слой между вышеописанной большой пустотой и другой такой же большой пустотой, лежащей к югу от нашей Галактики.

Осенью 1982 года в Афинах состоялся очередной съезд Международного астрономического союза, и вслед за ним – конференция, посвященная структуре Вселенной. Астрономический совет Советского Союза все еще регламентировал участие в конференциях, людей распределяли по различным мероприятиям, и присутствие одновременно на съезде и на конференции не разрешалось. Поэтому Зельдович смог принять участие только в съезде, где он выступал с общей лекцией о структуре Вселенной и о возникновении этой структуры. Это был первый раз, когда ему разрешили поехать в западную страну. Прибыв в афинский аэропорт, я встретил там Зельдовича, который как раз возвращался домой. Других космологов из СССР на съезд не пустили, они вынуждены были ограничиться конференцией. Я показал наши фильмы и подвел итог, подчеркнув, что все бытовавшие тогда теории зарождения структуры сталкиваются с известными трудностями. Недостатки иерархической модели были совершенно очевидны, но нельзя было пройти и мимо трудностей модели «блинов». Во-первых, мы нигде не находили плоских «блинообразных» образований, во-вторых, в модели «блинов» отсутствовали тонкие структуры.

Одновременно с подготовкой фильмов и количественным описанием структуры мы с Зельдовичем и его учеником Шандариным подготовили обзорную статью в Nature. Сначала я выбрал такой заголовок: «Большие пустоты во Вселенной, или Репортаж о создании мира». Последняя часть подчеркивала, что наблюдаемая картина близка к древней структуре. Однако Зельдович пожелал, чтобы заголовок был скромнее, поэтому последняя часть отпала, хотя в тексте речь об этом шла. В статье мы привели все известные нам доводы в пользу ячеистой структуры и галактических цепочек, а также более поздние результаты, полученные с помощью кластерного анализа. Далее шел разговор о зарождении структуры; мы рассматривали трудности всех моделей, включая проблемы в модели «блинов» самого Зельдовича. Писать эту часть статьи было трудно, так как Зельдович еще не разделял в полной мере критические замечания, сделанные нами в отношении его модели. В заключении статьи мы написали, что будет неверным спрашивать, какая из теорий верна; следует спрашивать, какие процессы привели к возникновению структуры. Эта статья прошла хорошо; до сих пор это наиболее цитируемая из моих работ.

«Скелет» этой статьи у меня был готов уже во время поездки в Европейскую Южную обсерваторию. В то же время Ян Оорт писал обзорную статью о строении сверхскоплений, и он обратился ко мне за материалами. Мы решили, что неплохо было бы встретиться и основательно обсудить проблему. Оорт позвал меня в Голландию, но я вынужден был объяснить ему экивоками, что правила советской бюрократии не позволяют мне ехать в Голландию. Голландской визы недостаточно, требуется еще разрешение советских властей на посещение Голландии, а получить его нереально. Поэтому мы договорились, что встретимся, так сказать, на нейтральной территории – в боннской обсерватории, наиболее близкой к Голландии обсерватории в Германии. Мы встретились в последние дни декабря 1981 года. В Бонне я сделал доклад о наших результатах, затем мы весьма основательно обсудили проблемы с Оортом. Он согласился со всеми нашими доводами, подтверждавшими, что галактики и скопления возникают внутри сверхскоплений. В противном случае невозможно было бы объяснить такие факты, как вытянутость скоплений вдоль цепочки, к которой принадлежит скопление, а также продолговатость в том же направлении центральной галактики скопления. Были и другие аргументы в том же духе. Все они указывали на то, что гипотеза об иерархическом формировании структуры противоречит наблюдениям. Когда мы позже читали обзор Оорта, то были приятно удивлены тем, что он использовал значительную долю наших доводов. Таким образом, мы были единодушны в отношении слабых мест существовавших теорий. Но было пока неясно, как двигаться дальше.

Поговорив с Оортом о структуре, мы перешли к моделям. Стояла прекрасная зимняя погода, и Оорт упомянул о том, что любит кататься на коньках. Иногда в Голландии бывает настоящая зима, каналы замерзают, и проводится конькобежный марафон. Оорт рассказал, что марафон – это здорово. Длина трассы – около 200 километров, поэтому участники стартуют ранним утром в полной темноте. Дорожка освещена, и кататься в тишене, на природе, среди деревьев – это чудо. Когда я спросил с удивлением, неужели он действительно прошел всю трассу, Оорт смущенно ответил, что в последний раз одолел лишь примерно две трети (то есть расстояние около двух наших лыжных марафонов). А было тогда Оорту больше восьмидесяти лет!

14. Холодная темная материя

Трудности бросались в глаза и другим исследователям, поэтому начались поиски их решения. Первыми его предложили Бонд, Салаи и Тернер, и независимо от них Пиблз. Они предположили, что вместо нейтрино носителями темной массы могут быть какие-нибудь слабовзаимодействующие частицы с иными свойствами. Теория предлагает несколько таких возможностей, в качестве частиц-кандидатов выдвигались аксионы, гравитино и фотино. До сих пор существование этих частиц лишь предполагается. По сравнению с нейтрино, их общее свойство – меньшая скорость, а потому состоящую из них темную материю стали называть холодной; в этой терминологии темная материя, состоящая из нейтрино, должна называться горячей. Термины «горячая и холодная темная материя» предложил американский астроном Джоэл Примак. Одним из первых новую возможность для моделирования эволюции структуры использовал американский теоретик Адриан Мелот. Он рассчитал модели зарождения структуры, исходя при этом из теории как горячей, так и холодной темной материи. В 1983 году он посетил Москву, чтобы встретиться с тамошними теоретиками. Нам удалось организовать его поездку так, чтобы он смог посетить и Таллин. Мы хотели применить разработанный нами кластерный анализ для сравнения обеих моделей. Визит Мелота в Таллин состоялся, участвовали также Шандарин и Клыпин, которые занимались модельными расчетами в московской группе. Первая попытка сравнить данные не удалась: компьютерные файлы были слишком большими для наших ЭВМ. Тогда Энн Саар попросил паузу и обещал подумать, как оптимизовать компьютерную программу, чтобы можно было анализировать модели Мелота. Ему удалось существенно упросить программу, и через несколько дней мы смогли продолжить работу. Анализ показал, что вариант холодной темной материи как основного компонента Вселенной следует рассматривать очень серьезно: в этом случае сеть сверхскоплений и пустот развивалась примерно так же, как в варианте с горячей темной материей, но при этом в сети появлялась также и тонкая структура, которой в варианте с горячей темной материей не было. О своих результатах мы написали статью в журнал Physics Review Letters, где публикуются лишь работы, содержащие принципиально новые с точки зрения физики результаты. Статью приняли, и она вышла в свет в последние дни 1983 года.

Результаты, подобные нашему, получили и другие исследователи, и в 1984 году на страницах журнала Nature появилась длинная обзорная статья Блюменталя, Фабера, Примака и Риса. В этой статье детально обосновывалась концепция холодной темной материи. Эту статью можно рассматривать как окончательное и, так сказать, официальное признание. В дальнейшем противники темной материи остались в изоляции, и их возражения уже всерьез не воспринимались. Холодная темная материя и сейчас – единственный серьезный кандидат на роль темной массы. Однако это не означает, будто мы точно знаем, что представляют из себя частицы холодной темной материи. Несмотря на уже почти двадцатилетние поиски, до сих пор так и не обнаружены частицы, в которых могла бы содержаться темная масса. Ежегодно проводятся конференции, посвященные этой теме, физики-экспериментаторы докладывают о результатах новейших поисков на самых больших ускорителях. Результата нет до сих пор.

15. Тыравере в восьмидесятых

Все результаты в области структуры галактик и Вселенной мы получили из анализа наблюдений, сделанных в других местах. В конце 1970-х годов мы пытались самостоятельно определять радиальные скорости галактик, чтобы лучше узнать их расположение. Но при нашем климате получить наблюдательные данные, имеющие статистическое значение, было очень сложно, и времени на это требовалось очень много. Игра не стоила свеч. Вспомнилось наше былое намерение построить в южных горах (где условия лучше) общую обсерваторию. Чтобы найти подходящее место, в 1978 году мы стали ездить с экспедициями в Центральную Азию, где были наилучшие на территории всего бывшего СССР условия для наблюдений. Московская и другие обсерватории уже построили там свои южные базы. Вскоре выяснилось, что с общей обсерваторией ничего не выходит: каждый хотел сделать что-то свое. Особенно дорогим оказывалось строительство дорог и воспомогательных сооружений, поэтому рассчитывать можно было только на места, уже освоенные другими. Самым доступным из них был Майданак в Узбекистане, в паре сотен километров к югу от Самарканда. Наша подготовка к созданию южной базы проходила в целом успешно, но слабым местом оставалось финансирование постройки телескопа. В свое время финансирование полутораметрового телескопа в Тыравере проходило так: Академия наук резервировала некоторые капиталовложения, которые в те годы (1965-1975) не смогли использовать другие учреждения, в результате к концу каждого года оставался некоторый запас. Он и пошел на постройку телескопа. Теперь другие институты стали активнее, и этот источник исчез. Московские астрономы получали деньги от военных, так как они участвовали в соответствующих исследованиях. Мы не хотели идти этим путем. Наконец, нам удалось найти подходящий источник: в конце 1980-х открылась возможность получать из центральных московских источников финансирование, подобное нынешним грантам. Мы получали поддержку в течение нескольких лет, обосновывая свои запросы необходимостью исследовать макроструктуру Вселенной на особо больших расстояниях. Эти средства мы израсходовали на проектирование телескопа в лаборатории при Ленинградском университете, а также купили заготовку зеркала для телескопа диаметром 2,3 метра: она как раз соответствовала нашим потребностям.

Однако вести дела в Средней Азии было весьма нелегко. Поскольку в конце 1980-х контакты с заграницей упростились, мы стали зондировать почву на предмет того, нельзя ли разместить наш телескоп на Канарских островах, где уже находятся телескопы многих западноевропейских стран. Наши планы перечеркнул развал Советского Союза и объявление независимости Эстонией. В новых условиях мы не смогли найти деньги на строительство телескопа. У самой Эстонии средств не было, а получить их из внешних источников не удалось.

Развитие астрономии в последние годы показало: потребность в телескопах для исследования космологических проблем велика. Сейчас у астрономов США и Японии есть соответствующий проект. Но он намного сложнее, чем мы могли предполагать, начиная свой проект телескопа пару десятилетий назад. Такой проект по силам только большим государствам и союзам государств. Кстати, Финляндия участвует в аналогичном консорциуме по телескопу, сам телескоп находится на Канарских островах. Что касается Тартуской и других таких же небольших обсерваторий, мы вынуждены использовать наблюдательный материал, полученный в больших совместных обсервaториях. У нас есть возможность обработки современного наблюдательного материала (объем которого очень велик), и мы можем вполне успешно конкурировать с другими обсерваториями. Нынешние персональные компьютеры достигли такой мощности, что их уже можно использовать для решения очень серьезных научных задач, а цены компьютеров упали до уровня, уже доступного в Эстонии.

В начале восьмидесятых годов наши работы получили мировое признание. Затем последовало признание и на родине: за открытие темной материи и структуры Вселенной коллектив авторов получил премию Эстонии, а меня избрали членом эстонской Академии наук. В Академии я скоро попал на административную должность. Случилось это так. В то время в Академии были некоторые трения в отношениях между разными группировками, в результате которых Энделя Липпмаа не утвердили на должность руководителя отделения физики. В результате я стал исполняющим обязанности руководителя отделения (академика-секретаря), потом меня избрали окончательно, и на этой должности я пробыл до 1995 года. Эти годы прошли очень бурно как для нас, так и для Академии. Ученые Академии активно участовали в общественной жизни. Особенно хотелось бы подчеркнуть вклад Энделя Липпмаа. Среди ученых он, несомненно, был самым активным бойцом на передовой за дело Эстонии. И он добился успеха: ему удалось найти верные научные аргументы в фосфоритной войне [борьбе за прекращение разработки фосфоритов в Эстонии – прим. перев.], а потом, будучи депутатом Верховного Совета, он сумел прижать противников к стенке и заставить Москву признать существование пакта Молотова-Риббентропа.

Изменения произошли и во внутренней жизни Академии. В конце 1980-х мы подготовили новый устав, где пытались освободиться от советского стиля. Председателем комиссии по уставу был Эраст Пармасто. Я хотел бы напомнить историю одного изменения в уставе. В то время в Академию не приняли профессора Юрия Лотмана, эстонского ученого, пользовавшегося наибольшей международной известностью. Следуя пожеланиям руководящих органов, академики гуманитарного отделения провалили его и представили своего кандидата. Когда подошло время общего заседания Академии, мы с коллегами стали думать, как показать наше несогласие с гуманитарным отделением. И тут родилась мысль, что проще будет блокировать их кандидата. Эта идея пронеслась по кулуарам, и кандидата от гуманитариев провалили. В беседах мы дали понять, что раз Лотмана не избрали, то мы будем блокировать все другие предложения гуманитариев. Чтобы дело вышло вернее, в новый устав вписали, что при выдвижении кандидатов в академики пожелания отделений принимаются во внимание, однако предложения могут исходить и от других отделений. В следующий раз Лотмана, наконец, удалось избрать. К сожалению, болезнь скоро унесла одного из наших наиболее замечательных ученых.

Другой интересный момент в жизни Академии, который хотелось бы отметить – это развитие современной биологии. В прежние годы в Эстонии была хорошо развита классическая биология. Современную молекулярную биологию и генную инженерию наши биологи принимать не хотели. Но в Тартуском университете возникла небольшая группа энтузиастов, которая принялась развивать новое направление. Скоро университетские рамки стали тесны, и пришлось подумать, как двигаться дальше. Наши биологические академические институты не желали принимать эти направления в своих стенах, и соответствующие группы были созданы при Институте физики и при институте Липпмаа. Но вскоре и эти рамки стали тесны. Тогда был создан Биоцентр во главе с Ричардом Виллемсом. Причем его создали при отделении астрономии и физики Академии наук. Деньги, выделенные Биоцентру, наши классические биологи пытались перенаправить на создание сельскохозяйственного центра. Но их обращения к московским властям были так плохо обоснованы, что глупость заметили сразу. Поэтому деньги пошли на Биоцентр, согласно их целевому назначению. Ричарда Виллемса и позже Марта Саарма избрали членами Академии также через наше отделение.

Вот еще один эпизод из жизни Академии наук. Осенью 1988 года в Москве подготовили новую конституцию СССР, которая, как было запланировано, существенно ограничивала права союзных республик. Это обеспокоило нас всех и заставило поломать голову, что предпринять. Однажды вечером мне позвонил Вальдур Тийт, и разговор сразу зашел об этом. Сейчас я уже не могу вспомнить, кто из нас первым предложил, но мы решили найти Арнольда Рюйтеля [в те годы председатель Президиума Верховного Совета ЭССР, в 2001-2006 президент Эстонской Республики – прим. перев.], который жил неподалеку от Вальдура Тийта. Мы оба уже давно знали Рюйтеля, так что для встречи не было никаких дипломатических препятствий. Сказано – сделано: я поехал в Тарту, и вскоре мы постучали в дверь к Рюйтелю. Мы сказали с порога, что у нас серьезный разговор, и спросили, можем ли поговорить без помех. Рюйтель немного подумал и отвел нас в сауну, сказав, что он построил ее своими руками и что там не может быть «жучков». Мы спросили у него совета: как мы можем помочь обратить политическую ситуацию в нашу пользу? Вскоре было решено, что наибольшее влияние оказало бы соответствующее заявление, принятое на общем заседании Академии.

На следующий день я созвал в обсерваторию всех тартуских академиков, и вскоре проект обращения был готов. Его и приняли за основу на общем собрании пару дней спустя. Присутствовали также Арнольд Рюйтель и Вайно Вяляс [в те годы – 1-й секретарь ЦК КП Эстонии – прим. перев.] Они не выступали, но внимательно следили за происходящим. В решении мы сформулировали позицию Академии наук Эстонии. Это был первый шаг к Декларации о суверенитете, принятой Верховным Советом пару недель спустя. Мы перевели наше решение на русский, и в тот же вечер я позвонил из Таллина академику Андрею Сахарову (с ним я познакомился на одной из конференций по космологии). Он попросил меня прочитать наше решение, чтобы получить представление о нем. Конечно, я был уверен, что наша беседа записывается «компетентными органами», но терять было нечего: наше решение стало известно в любом случае. Когда позже Рюйтеля и Вяляса приняли в Москве и потребовали отчета по делу о Декларации о суверенитете, им было легко ответить: «Академия наук так посоветовала». Даже Горбачов не нашел, что ответить на это.

16. Темная энергия

В начале 1980-х годов семья тартуских космологов пополнилась несколькими исследователями: один за другим в обсерваторию пришли окончившие Тартуский университет молодые физики Лев Кофман, Марет Эйнасто, Дмитрий Погосян и Мирт Граманн. Лев Кофман, очень сильный теоретик, проявлял интерес к самому раннему периоду возникновения и развития Вселенной. Вместе с московскими астрофизиками Андреем Линде и Алексеем Старобинским он разработал новую модель развития Вселенной. В основу этой модели легла идея о том, что на раннем этапе Вселенная расширялась исключительно быстро, в миллиарды раз быстрее, чем сейчас. Ту же самую идею независимо предложил американский астрофизик Алан Гут. Эту стадию стали именовать инфляцией, так как, подобно обычной инфляции, здесь тоже происходит экспоненциальный рост, – тем более быстрый, чем больше текущий размер Вселенной. Сегодня эта теория общепризнана, так как она проясняет некоторые необъяснимые ранее факты, – например, очень высокую однородность ранней Вселенной. Кофман и Погосян, вместе с московским теоретиком Шандариным, нашли простую аналитическую модель, позволяющую рассчитать развитие Вселенной, исходя из начальных возмущений. В начале 1990-х годов Кофман и Погосян уехали в лучшие края. Сегодня оба работают в Канаде в Центре теоретической астрофизики, одном из ведущих современных космологических центров.

Кофман и Погосян, как и другие члены нашей группы, получили высшее образование и научную степень в Тарту. Наша практика показала, что образование, которое дает Тартуский университет, вместе с опытом работы в Тартуской обсерватории позволяют успешно конкурировать с учеными из лучших западных центров. Так что совершенно необоснованы утверждения о плохом состоянии нашей системы образования и намеки молодым людям на то, что хорошее образование якобы можно получить только в зарубежных университетах. По крайней мере, в области физики это не так. Конечно, и наш, и чужой опыт показывает, что после окончания университета и получения докторской степени полезно поработать некоторое время в зарубежных научных учреждениях, чтобы познакомиться с другим распорядком работы, с другой идеологией, обзавестись знакомствами, и т. п.

В то время задачей наших исследований было выяснение детальных особенностей структуры. Мы обращали особое внимание на методы ее описания, изучали корреляционную функцию галактик и скоплений, на функцию распределения пустот и на другие статистические характеристики структуры. Нам принадлежит первенство в использовании некоторых статистических характеристик; свойства других характеристик мы уточнили. В этой работе участвовали Энн Саар, Марет Эйнасто и Мирт Граманн. Мы начали также моделировать развитие структуры. Прежде мы использовали модели, разработанные в других центрах – поначалу группой Зельдовича, затем Мелота. Но было ясно, что для проверки наших идей о возникновении структуры нам нужны собственные модели. Эта возможность открылась в 1984 году, когда Тартуский университет закончила Мирт Граманн. Под руководством Энна Саара она начала заниматься расчетом численных моделей. Первые опыты были скромны, но вскоре нам удалось обзавестись первой ЭВМ с операционной системой типа UNIX. ЭВМ обладала двумя мегабайтами основной памяти, что по сегодняшним меркам очень скромно. Но в то время это позволило нам считать модели с четвертью миллиона частиц. Примерно такими же были и модели, разработанные в других местах. Расчет одного варианта занимал примерно месяц, время от времени приходилось сохранять результаты и возобновлять вычисления позже.

При создании новой численной модели мы долго думали, из каких начальных данных исходить. Одну из трудностей представляла средняя плотность вещества во Вселенной. Мы хорошо знали, что обычной материи в галактиках так мало, что если ее распределить равномерно, то она составит лишь половину процента от критической плотности. (В космологии критической плотностью называется плотность, при которой расширение Вселенной, в конце концов, замедлится и прекратится. При большей плотности расширение в будущем сменится сжатием. При меньшей плотности Вселенная будет расширяться бесконечно.) Темная материя добавляла заметную долю вещества к обыкновенной материи, но вещества все равно не хватало для достижения критической плотности. Вместе с обычным веществом темная материя обеспечивает около трети критической плотности. Теория инфляции подтвердила, что полная плотность вещества во Вселенной должна быть равна критической, если в расчет принять как материю, так и энергию. Недостающие две трети плотности обеспечивает некий до сих пор неизвестный однородный фон, который в последнее время стали называть «темной энергией». Его отождествляют также с космологической постоянной, которую еще в первой половине 20-го века Эйнштейн ввел в уравнения, описывающие развитие Вселенной.

Взвесив все эти соображения, Энн Саар посоветовал Мирт Граманн посчитать модель, где плотность материи составляла одну пятую, а роль космологической постоянной – четыре пятых от критической. В то время во всех других моделях зарождения структуры плотность материи брали равной критической. Таким образом, в наших моделях впервые учитывалась космологическая постоянная. Мы сравнили эти модели с наблюдательными данными, пользуясь весьма разнообразными тестами и методами. В этой работе участвовали почти все члены нашей космологической группы. Наши результаты показали, что модель с космологической постоянной очень хорошо согласуется с наблюдениями.

Через несколько лет после наших модельных расчетов стало появляться все больше новых свидетельств того, что так называемая стандартная модель с критической плотностью противоречит наблюдениям. Лишь пару лет назад появились новейшие исследования, которые подтвердили необходимость учета космологической постоянной. Две группы американских астрономов начали программу изучения далеких сверхновых звезд, задача которой – более подробное исследование геометрии Вселенной. По ходу программы тысячи галактик фотографируются с промежутками в пару недель с помощью чувствительных электронных детекторов. Таким образов в галактиках обнаруживаются сверхновые. Вся обработка данных автоматизирована. Этим методом можно обнаруживать сверхновые в стадии нарастания блеска. Затем работа идет уже на крупнейших современных телескопах, где определяется спектр и точный блеск. Блеск сверхновых вблизи максимума не вполне постоянен, он зависит от кривой блеска и от особенностей спектра. Калибровка этих зависимостей позволяет найти приведенную кривую блеска, на основании которой можно вычислить блеск сверхновой в максимуме. Видимый блеск известен напрямую из наблюдений, и сравнение абсолютного блеска с видимым позволяет вычислить расстояние до сверхновой. Фотометрическое расстояние сравнивается с расстоянием, найденным по красному смещению. Разность между этими двумя расстояниями позволяет определить кривизну Вселенной. Измерения обеих авторитетных групп показали, что с наблюдениями наилучшим образом согласуется модель, где плотность вещества равна одной трети, а плотность темной энергии – двум третям от критической плотности.

17. Упорядоченность структуры

Из более ранних работ мы знали, что в структуре Вселенной роль крупных составляющих элементов принадлежит сверхскоплениям и пустотам между ними. Однако не было известно, имеется ли какой-либо порядок в сети из сверхскоплений и пустот. В последние годы стало ясно, что некая регулярность как будто существует. Первое ясное свидетельство этому появилось при измерении галактик в небольших областях в направлении к северу и к югу от нашей Галактики. Бродхерст, Эллис, Ку и Салай показали в своей работе, опубликованной в 1990 году, что галактики в этих противоположных направлениях располагаются на удивление регулярно: более плотные и более разреженные области чередуются с периодом примерно 130 Мпк (400 млн световых лет). Это открытие произвело сенсацию, поскольку, согласно теоретическим моделям, распределение областей с большой плотностью должно быть более-менее случайным.

Эта новость, конечно, обрадовала тартуских астрономов, так как при исследовании сети из сверхскоплений и пустот мы уже некоторое время назад обнаружили такое же расстояние между сверхскоплениями, расположенными на противоположных краях пустот. Таким образом, оказалось, что сеть из сверхскоплений и пустот может быть более регулярна, чем мы поначалу полагали. Не известно было, упорядочена ли структура только в одном направлении. Чтобы выяснить, насколько простирается упорядоченность, мы использовали распределение скоплений галактик. Скопления можно наблюдать вплоть до больших расстояний, они покрывают обширную область небесной сферы. Доступные выборки галактик в настоящее время еще не так велики. Работа оказалась весьма объемной. Прежде всего, на основе опубликованных данных требовалось составить сводный каталог скоплений галактик. Эту работу выполнил Эрик Таго. Затем пришлось составить каталог сверхскоплений – за эту задачу взялась Марет Эйнасто. Нужно отметить, что астрономы очень широко используют составленные ею каталоги; только что вышла третья, дополненная версия. Марет Эйнасто также подготовила множество компьютерных анимаций, которые наглядно показывают наличие регулярной сети сверхскоплений и пустот. Особой регулярностью отличается распределение богатых сверхскоплений. Шаг сетки сверхскоплений и пустот – примерно 120 Мпк, что довольно близко к найденному Бродхерстом и соавторами. По нашим данным, в масштабе, соответствующем этому шагу, в спектре флуктуаций плотности имеется особенность – небольшая выпуклость и следующая за ней впадина. Это означает, что возмущения с длиной волны, соответствующей масштабу сверхскоплений и пустот, более сильны. Возмущения с несколько отличной длиной волны немного слабее, чем до сих пор предсказывала теория.

В последние годы теоретики предложили этим особенностям в спектре несколько возможных объяснений. Мы проверили в Тарту эти возможности, уверенного ответа пока нет. Во всяком случае, кажется очевидным, что если эти особенности не представляют собой какой-то локальный феномен, то они должны были возникнуть уже на очень ранней инфляционной стадии развития Вселенной. Пока неясно, станет ли открытие упорядоченности в строении мира научной революцией. Исследования продолжаются. При прояснении крупномасштабных закономерностей структуры особая надежда возлагается на новые наблюдательные данные. Сейчас уже запущены и полным ходом идут различные программы, цель которых – наблюдение за миллионами галактик, определение расстояний до них и их фотометрических параметров. Эти программы действительно современны, в них участвуют десятки университетов США, Англии и Японии. Объем получаемых наблюдательных данных измеряется терабайтами, и даже если их сжать, то получится солидная библиотека CD-дисков. Хочется надеяться, что у нас хватит вычислительных мощностей для обработки этой информации, когда она станет общедоступной.

18. Тыравере в девяностых. Пробуждение масс-медиа

После провозглашения Эстонией независимости произошли быстрые изменения, как в экономике, так и в политике. Ориентированная на российский рынок экономика обрушилась, а развитие новой экономики, направленной на новый свободный рынок, требовало времени. В результате бюджет Эстонии существенно сократился. Сохранить расходы на науку на прежнем уровне было невозможно. В первый год введения эстонской кроны бóльшая часть бюджета Тыравере пошла на оплату отопления, на зарплаты осталось совсем мало, поэтому пришлось сильно сократить персонал. Мы вынуждены были почти полностью отказаться от технического персонала, число научных сотрудников сократилось почти вдвое. В 1985 г. директором Тартуской обсерватории году стал Тыну Вийк. Чтобы сгладить личные драмы, сопутствующие сокращению, Вийк всячески способствовал созданию в Тыравере предприятий, где могли бы работать ушедшие из обсерватории люди. Так в Тыравере возникла «Астродата» (одно из первых эстонских предприятий-изготовителей персональных компьютеров), типография и многие другие фирмы, общим числом более десяти. Некоторые из них со временем переехали в Тарту, но многие до сих пор находятся в Тыравере.

Несмотря на сокращение коллектива, нам удалось продолжить научную работу. Ее эффективность даже возросла, поскольку теперь почти все статьи публиковались в международных журналах. Эстонию приняли в Международный астрономический союз, она также вошла в редакцию европейского журнала Astronomy and Astrophysics. В то время редактором журнала был профессор Георг Контопоулос из Греции, наш старый добрый друг и большой почитатель Кузмина. Сразу после обретения Эстонией независимости он написал мне письмо и попросил нашего официального ходатайства, чтобы мы еще до окончания его срока службы получили членство – раньше, чем начнут массово поступать заявления от других бывших республик Советского Союза. Так и произошло. Первое редакционное собрание при участии Эстонии состоялось в Будапеште. По прибытии меня приветствовали аплодисментами. Сразу был задан вопрос: почему мы публикуем в их журнале так мало работ по космологии, ведь наши работы помогли бы поднять престиж журнала в этой области.

Приподнятое чувство было и на съезде Международного астрономического союза, когда членство Эстонии в нем было восстановлено. Это произошло в 1994 году в Гааге. От нас поехала делегация в составе более десяти человек. Сначала мы собирались ехать на двух машинах, но одну машину не успели починить, и некоторым делегатам пришлось путешествовать на автобусе. В руководстве союза было много знакомых, которые сердечно приветствовали нас. Мы чувствовали гордость и тогда, когда ездили на машине с эстонским номером. На заседании по поводу открытия съезда я заметил, что эстонский флаг висит вверх ногами, и подбежал к организатору. Во время перерыва тот повесил флаг правильно. На банкете вокруг нашего стола толпились люди, все поздравляли нас. Довольно долго мы разговаривали с бывшим директором Европейской Южной обсерватории голландцем Харри ван дер Лааном, с которым мы прежде часто обсуждали наше движение за независимость. На груди у него был когда-то подаренный мной значок с эстонскими национальными цветами. Вообще, кажется, что малые народы лучше понимали наши чаяния. Осенью 1989 года я был в Кембриджском университете. Наше движение за независимость привлекло международное внимание, поэтому у меня постоянно спрашивали, – что же происходит там у вас в балтийских странах? Я решил ответить всем сразу и выступил на семинаре с докладом «Что происходит в балтийских странах?» В докладе я сделал обзор о тысяче лет нашего соседства с Россией. Я разъяснил, что на самом деле проблема не в нас, что начался распад СССР из-за внутренних экономических трудностей и имперской национальной политики. Одна молодая известная исследовательница спросила, – что же вы творите там, мы здесь строим объединенную Европу, а вы хотите разрушать? Я рассказал о нашем опыте и о разнице между Европейским союзом и СССР. Но было очевидно, что мои слова не достигли цели. Наверное, для этого нужно самому пережить ссылки.

В связи с реорганизацией экономики и финансирования науки возникла серьезная опасность того, что прежнюю науку захотят полностью уничтожить. В парламент пришли активные молодые политики, которые не смогли раньше реализоваться на ниве науки и снискать себе какого-либо признания. В печати появились писания с вопросами: «Как долго нам еще терпеть в Тыравере этот пережиток советской космической промышленности?» Хотели распустить Академию наук как наследие советской эпохи и создать новую национальную академию. На одном из общих собраний Академии по рукам ходил листок бумаги, на котором расписывались те, кто желал сообщить: если Академию распустят, то они не согласятся участвовать в работе новой академии. Подписались почти все академики. Пылкие политики хоть и сердились и жаловались на давление, но планы ликвидации Академии наук так и остались под сукном.

Вторая опасность была в том, что начали делать упор на науки, связанные с Эстонией, и фундаментальные науки оказались под давлением. Выдвинули лозунг: «Зачем Эстонии нужны четыре физических института?» Имелись в виду Институт физики, Институт астрофизики и физики атмосферы, Институт термофизики и Институт химической и биологической физики. Авторы лозунга не понимали, что физика – это всего лишь метод, что на самом деле речь идет о совершенно разных областях науки. Наших собственных доводов не хватало в этом споре, и по инициативе Ричарда Виллемса была предпринята так называемая «оценка» эстонской науки. Для этого Академия наук Эстонии обратилась к Академии наук Швеции, которая любезно согласилась участвовать в проекте и профинансировала его. Шведские ученые посетили все наши научные учреждения и записали свои рекомендации. По нашему мнению, важнее всего была констатация того, что эстонская наука находится на высоком международном уровне, особенно в институтах точных наук, подведомственных Академии. Представители других областей пытались возражать, – дескать, нам не нужны международные оценщики, и науку, изучающую эстонские вопросы, могут оценивать только эстонские ученые. Однако шведская оценка оказалась очень полезна: благодаря ей, планы полного уничтожения нашей науки так и не воплотились в жизнь.

Хотел бы написать пару слов еще об одной инициативе. До сих пор деньги научным учреждениям поступали по административным каналам, и больше получал тот, кто больше требовал и громче шумел. При этом уровень научных работ почти не учитывался. Союз эстонских ученых, созданный по инициативе Пеэтера Саари, предложил создать Научный фонд, который, в дополнение к финансированию через учреждения, распределял бы научные гранты на основании соответствующих заявок от исследователей. Такая система много лет очень успешно действует в западных странах. Следует отдать должное дару убеждения Пеэтера Саари и мудрости эстонского правительства: проект реализовали. Сегодня более четверти финансирования науки происходит через гранты, которые распределяют отраслевые комиссии при Научном фонде. Благодаря грантам эстонская наука успешно пережила трудные годы. Сейчас сделан следующий серьезный шаг: финансирование научных учреждений тоже проходит через соответствующую отраслевую комиссию и Совет по компетенции. Это позволяет оценивать успешность проделанной работы. Таким образом, Эстония находится на пути к современной европейской организации науки.

Дополнительные международные гранты фонда Сороса помогли астрономам пережить тяжелые времена. В середине 1990-х годов место этих грантов заняли гранты эстонского Научного фонда. В эти годы деятельность нашей группы сосредоточилась на изучении упорядоченности структуры. Наши первые попытки опубликовать результаты по регулярному распределению сверхскоплений провалились: наш анализ сочли недостаточно достоверным. После усилий, которые мы прилагали в течение нескольких лет, нам, наконец, удалось убедить рецензентов в корректности анализа. В 1997 году журнал Nature опубликовал на своих страницах работу с нашими результатами. Немного спустя журнал Monthly Notices поместил развернутый анализ. Редакция журнала Nature сочла наши результаты настолько важными, что разместила свой комментарий к ним и сделала отдельный пресс-релиз. Это привлекло удивительно большое внимание. Несколько ведущих журналов (например, Physics Today) опубликовали по этому поводу свой комментарий, некоторые крупные газеты также поместили длинные статьи.

Работники редакции «Постимеэс» [крупная эстонская газета – прим. перев.] прочли эти комментарии в зарубежной прессе и сделали большие глаза. На следующее утро их репортер был уже в Тыравере и брал первое интервью. Вскоре последовали и другие газеты и журналы. В «Постимеэс» даже появилась передовица, где редакция изумлялась: оказывается, в эстонской науке делается нечто такое, что привлекает внимание в мире, – а они даже не знают об этом! Что мы могли ответить? Начиная с 1975 года мы довольно регулярно писали о своих результатах в «Горизонте» [эстонский научно-популярный журнал – прим. перев.]

К чести прессы нужно признать, что она извлекла урок из этого эпизода. Теперь научные колонки в том или ином виде публикуются во всех крупных ежедневных газетах. Помимо астрономов, внимание уделяется работе и других эстонских ученых. В последние годы особенно широкое общественное внимание привлекают успехи современной биологии и геномики. В этой области эстонские ученые добились действительно впечатляющих успехов. Но именно астрономы первыми проторили путь к вниманию общественности.

19. Эпилог

Весной 1973 года в Тбилиси состоялась конференция, посвященная исследованию Галактики. Нам к тому времени уже были известны первые результаты изучения парадокса массы в галактиках, а потому на конференции они обсуждались с большим интересом. Однажды вечером мы с учеником Зельдовича Рашидом Сюняевым гуляли по проспекту Руставели и говорили о моделях галактик. Он описал теорию «блинов» Зельдовича относительно возникновения галактик: в то время эта теория только оформлялась. Я говорил опять-таки о парадоксе массы. И тут Сюняев сказал: «Яан, обрати внимание: твои модели никто не примет всерьез до тех пор, пока какой-нибудь американец не подтвердит твои результаты».

Предсказание Сюняева действительно сбылось. И мысль Сюняева относится не только к нашим моделям, а к научной работе в целом. Работы Эпика по определению расстояния до туманности Андромеды были признаны лишь после того, как Хаббл «открыл», что расстояние до туманности Андромеды велико. Наличие темной материи вокруг галактик заметили только после того, как принстонские астрономы и Вера Рубин подтвердили наши результаты. Американские авторитеты считают первооткрывателями цепочек галактик и пустот гарвардских астрономов Хухра и Геллера, которые в 1989 году опубликовали на страницах журнала Science резюме своих работ по исследованию структуры. Причин тому может быть две. Во-первых, действительно наблюдается тенденция признават\ь какой-либо новый результат лишь после того, как его подтверждают крупные авторитеты (эффект Сюняева). Во-вторых, тартуские результаты работ по структуре появились в неудачное время. Тони Фэйролл в своей недавней монографии написал об этом: «Новость (о наличии ячеистой структуры) быстро распространилась, но за пределами Советского Союза она нашла лишь немногих сторонников. Казалось, что эта идея опровергает все, что до тех пор думали на Западе о формировании галактик. Она как будто поддерживает советскую теоретическую концепцию (особенно Зельдовича и его московских коллег), предполагающую возникновение «блинообразных» структур – а эта концепция противоречит американскому пониманию того, как возникли галактики. И это все происходило в эпоху, когда царило противостояние холодной войны».