Не так много лет назад одной из наиболее надежных областей внегалактической астрономии было определение масс галактик. Для этой цели были разработаны хорошие методы, собраны данные обширных измерений и мы имели значения масс, которым все доверяли. Несколько вызывающих беспокойство проблем возникло в 60-е годы, особенно в связи с массами, полученными по данным измерений скоростей галактик в скоплениях, которые казались слишком большими. Но в общем было чувство, что такие простые задачи, как определение массы Млечного Пути или галактики в Андромеде, решены.

          Однако к 1980 г. произошел удивительный поворот, оставивший нас сейчас в состоянии полного недоумения в вопросе о массах галактик. По-Видимому, ни один из полученных в прошлом ответов не верен по причине совершенно неожиданного и до тех пор не осознававшегося затруднения. Перед тем, как броситься с головой в эту загадку, сделаем обзор основных методов, использовавшихся астрономами в этих сложных исследованиях.

          Точно так же Солнце и другие звезды движутся по орбитам вокруг центра нашей Галактики со скоростями, определяемыми ее массой. Если измерить скорость и определить размер орбиты, то можно вычислить массу, управляющую орбитой. Однако имеется одно затруднение. В Солнечной системе почти вся масса сосредоточена в Солнце - в центре системы, в то время как в галактике звезды распределены таким образом, что на болыпииство из них действует значительная сила притяжения со стороны массы, расположенной вне (в противоположность той, что находится внутри) их орбит. Это значит, что общую массу галактики можно определить лишь по скоростям звезд во внешних частях, для которых вся галактика находится внутри орбиты звезды. Астроном должен определить скорости звезд или другого вещества (обычно это возбужденный газ, так как его скорость легче всего измерить) на всем протяжении от центра до края в поисках точки, где значения скоростей становятся похожими на те, что соответствуют только внутренней массе. Это называется кеплеровской частью кривой, так как именно Кеплер нашел связь между скоростями планет и расстояниями их до Солнца - открытие, приведшее Ньютона к открытию закона тяготения. Внутри кеплеровской части кривой скорости звезд увеличиваются по мере удаления от центра (рис. 20). Потом скорость выходит на постоянный уровень, после чего кривая вращения начинает падать. За точкой поворота все скорости кеплеровские и они должны дать величину массы галактики. Для большей точности астрономы подгоняют под весь набор скоростей, измеряемых при различных положениях, разные модели распределения массы в галактике, узнавая таким образом кое-что об этом распределении, а также значение общей массы.

          В 60-е годы эти исследования велись весьма интенсивно. Астрономы определили массы многих галактик и нашли зависимость между светимостью галактики и ее массой и между хаббловским типом и массой. Обычно галактики типов Sa и Sb имели большие массы на единицу светимости, чем галактики других типов, то есть их звезды в среднем менее яркие, чем звезды в галактиках типа Sc и Irr. Для всех типов было впечатление, будто кривая вращения загибается вниз вблизи границы наблюдаемой области. Казалось, природа так построила галактики, чтобы мы как раз могли увидеть на самых внешних их звездах начало кеплеровского движения. Кривые хорошо согласовывались с моделями распределения массы, и распределение вещества в галактиках выглядело весьма разумным.

          Метод использования круговых орбитальных скоростей звезд не очень хорошо работает в галактиках, у которых звездные орбиты не лежат в одной плоскости. Например, в эллиптических галактиках есть звезды, движущиеся по орбитам вокруг центра во всех плоскостях, и эти орбиты часто имеют очень большой эксцентриситет (рис. 21). Плоский диск отсутствует, хотя имеется, по меньшей мере иногда. преимущественное направление медленного общего вращения. Единственный имеющийся способ определения массы такой галактики - это исследование наблюдаемого разброса скоростей звезд. Скорость, с которой облако звезд движется вокруг центра, как и скорости звезд с более круговыми орбитами, будет чувствительна к массе. Чем больше масса, тем больше средняя скорость звезд. Некоторые звезды будут двигаться к нам, другие - от нас, а некоторые поперек луча зрения, так что в спектре галактики будет наблюдаться разброс скоростей (рис. 22). Ширину этого разброса, называемую дисперсией скоростей, можно вместе с информацией о распределении звезд использовать для определения массы галактики.

          Что касается масс эллиптических галактик, то их интересной динамике следует уделить больше внимания. Выше было отмечено, что орбиты звезд очень вытянуты и распределены по всем направлениям без предпочтительной плоскости (последнее свойство называется изотропностью). До последнего времени астрономы считали, что совершенно круглые эллиптические галактики состоят из совершенно изотропно движущихся звезд без общего вращения и с совершенно сферическим распределением скоростей вблизи центра. С другой стороны, считалось, что более уплощенные на вид эллиптические галактики медленно вращаются и это вращение придало им форму летающей тарелки. Однако, к великому удивлению создателей моделей, первые измерения вращения в 70-х годах показали почти полное отсутствие вращения у многих сплющенных эллиптических галактик. У некоторых наблюдается медленное постепенное вращательное движение, но нигде оно не было достаточным для объяснения уплощенной формы (рис. 23).

          Одно из возможных объяснений этого удивительного результата состоит в том, что галактики - не сжатые эллипсоиды, а вытянутые. Вытянутая галактика по форме напоминает не тарелку, а сигару и ее форма не имеет никакого отношения к вращению в выделенной плоскости. Другая возможность заключается в том, что галактики все же сжатые, но их форма не является просто результатом вращения - это скорее некоторая смесь движений, существовавших при образовании галактики, и которые теперь проявляются в распределении орбит (несколько концентрирующихся к определенной плоскости). Если примерно одинаковое число звезд движется по часовой стрелке и в противоположном направлении, то галактика в целом не будет вращаться, хотя звезды будут обращаться с бешеной скоростью. Общая величина углового момента может быть огромной, но суммарный итог будет очень небольшим, так как звезды, вращающиеся в противоположных направлениях, нейтрализуют вклад друг друга. Какая из этих возможностей объясняет необычно медленное вращение эллиптических галактик, остается предметом дискуссии. Преподносимый нам урок состоит в том, что столь крупные объекты как галактики могут быть гораздо сложнее, чем они выглядят, даже если они кажутся ясными, простыми и бесструктурными.

          Другой метод определения масс галактик может быть применен к тем из них, что являются членами двойных систем (фото XXII). Две обращающиеся вокруг друг друга галактики должны подчиняться закону тяготения Ньютона, утверждающего зависимость размеров орбит и скоростей от масс галактик. Наблюдая всего одну двойную галактику, нельзя надеяться использовать этот факт, так как орбитальные периоды составляют миллионы и миллиарды лет - это слишком долго, чтобы ждать. К тому же галактики видны лишь с одного направления, так что нельзя определить угол наклона орбиты к лучу зрения. Но эти трудности преодолимы, если мы наблюдаем много двойных галактик и определяем их параметры статистически. Хотя мы не можем проследить ни одну данную пару на протяжении всей орбиты, можно пронаблюдать достаточно много двойных галактик, чтобы получить их средние массы.

          Чтобы учесть очень большое различие размеров двух галактик при наблюдении двойной системы, астрономы вместо индивидуальных масс вычисляют средние значения отношений массы к светимости. Это позволяет компенсировать то обстоятельство, что более яркая галактика будет также и более массивной. Например, для двойной галактики, состоящей из эллиптической галактики очень высокой светимости и небольшой эллиптической галактики, можно принять одинаковые значения отношений массы к светимости, но их движение не будет одинаковым. Меньшая галактика будет двигаться вокруг общего центра масс быстро, а большая - медленно. Оценка средней массы будет примерно посередине и не будет характеризовать ни одну из галактик, но вычисленные для всей системы отношения массы к светимости позволят астроному определить индивидуальные массы каждой из галактик. На практике это следует проделать для многих пар эллиптических галактик - для учета разных углов наклона и форм орбит.

          Результаты исследования пар галактик разных типов удивительны. Вместо того, чтобы получить отношения массы к светимости от 1 до 10-это диапазон значений для отдельных галактик, исследованных при помощи упомянутых выше методов, - астрономы получили гораздо большие величины. Типичное значение для пар эллиптических галактик около 75, а пары спиральных галактик попадают в интервал от 20 до 40. Эти значения поставили получивших их людей в тупик и настолько отличались от ожидаемых, что были предприняты значительные усилия, чтобы установить, каким образом результаты могли исказиться. Может быть, в чем-то предположения были неверными? Возможно, галактики в парах по какой-то причине эволюционного характера существенно массивнее (для своей светимости), чем уединенные галактики. Или, быть может, статистический подход оказался в чем-то порочен? Из-за этих сомнений астрономы старались относиться к результатам, полученным по двойным галактикам, с осторожностью. Этого не следовало делать, а надо было перенести свои подозрения на более традиционные методы. Как будет видно из следующих разделов, имеющиеся данные говорят о том, что двойные галактики дают лучшие результаты, чем мы думали.

          Галактики обычно существуют в группах: они объединяются. Некоторые, вроде Млечного Пути, принадлежат к небольшим организациям наподобие Местной группы, в то время как другие являются членами огромных скоплений, содержащих тысячи галактик (фото XXIII). Во всех случаях это обстоятельство дает нам в руки еще один метод определения масс галактик. В скоплении каждая галактика движется в соответствии с силой притяжения со стороны других объектов. Насколько быстро они в среднем движутся, зависит от среднего расстояния между ними и от их масс. Ситуация аналогична ситуации с дисперсией скоростей звезд в галактике, по теперь мы рассматриваем движение отдельных галактик в скоплении. Если предположить, что скопления галактик устойчивы, то есть не охлопываются и не разлетаются, то движение отдельных членов и расстояния между ними должны дать оценку их масс.

          Проблема с этим методом в том. что он тоже, как казалось. давал неправильный ответ. Когда в начале 60-х годов таким образом впервые были определены отношения массы к светимости, результаты оказались поразительными. Вместо значений около 1 - 10 были получены величины, равные сотням и даже тысячам. Как же этот метод может быть неправильным? Предложенные многочисленные гипотезы включали возможность расширения скоплений, их сжатия, возможность, что они состоят из аномально массивных галактик, что в скоплениях много двойных галактик (что ведет к большим значениям измеренных скоростей) или что между галактиками в скоплениях много межгалактического вещества - достаточно, чтобы затмить гравитационное поле самих галактик. Сейчас мы с большим доверием смотрим на результаты, полученные по скоплениям, чем сначала. Нет сомнения, что все перечисленные факторы играют некоторую роль, но главное объяснение совершенно иное. Галактики все время скрывали от нас ужасную тайну: они полны загадочным "темным веществом".

          Первым признаком надвигающегося прорыва было недавнее исследование нейтрального водорода в M31. Когда был обнаружен и измерен газ на очень большом расстоянии от ядра, кривая вращения отказалась загнуться вниз и стать кеплеровской (рис. 24). Далеко за тем местом, где согласно оптическим данным был достигнут загиб кривой, новые результаты для нейтрального водорода свидетельствовали о том, что скорость остается почти постоянной. Это возможно, только если большие массы находятся в далеких областях какого-то невидимого гало вокруг M31 далеко за пределами видимых частей галактики. Были приняты во внимание все возможные типы объектов. которые могли объяснить эту массу. Предполагалось, что это могут быть очень тусклые красные звезды или газ, ионизованный таким образом, что его нельзя наблюдать как нейтральный водород. Но эти простые гипотезы, так же как и другие, включавшие все известные объекты, были опровергнуты разного рода точными наблюдениями. Масса не могла быть ничем простым.

          Тем временем появились другие данные, свидетельствовавшие о распространенности подобных массивных гало из невидимого вещества у галактик. Более изощренные теоретические модели требовали наличия очень массивных гало для сохранения устойчивости наблюдаемой плоской части спиральных галактик. Утверждалось, что плоский компонент галактики разрушится, если не будет удерживаться преобладающим тяготением окружающей массы.

          При наблюдении других галактик помимо M31. Включая нашу собственную, стали обнаруживать, что кажущийся загиб кривой вращения был во многих случаях просто небольшой флуктуацией. К 80-м годам создалось впечатление, что нет галактик, масса которых заключена в видимом диске. Теперь обнаружено несколько галактик, демонстрирующих во внешних частях кеплеровскую кривую, но в большинстве случаев это не так. Большая часть оптических и радиокривых, по-видимому, сохраняет постоянную скорость вплоть до самой далекой доступной наблюдениям точки - даже при использовании для регистрации наиболее слабого излучения самого мощного современного оборудования. Редко большая часть вещества в галактиках располагается в пределах видимых изображений. Наоборот, основная часть массы галактики расположена за теми пределами, где, как нам кажется, она кончается.

          Если у галактик действительно есть темные гало. то обсуждавшиеся выше противоречия можно понять. Метод кривой вращения дает лишь массу внутри пределов, ограниченных самой внешней из точек, где проводились измерения, а метод дисперсии скоростей говорит нам только об отношении массы к светимости в центре, делая необходимой экстраполяцию на внешние области с использованием распределения яркости для определения полной массы. Ни один из этих методов не может обнаружить массивные невидимые гало. Но они обнаруживаются методом двойных галактик, так как галактики обращаются одна вокруг другой по орбитам, которые расположены в основном или полностью вне массивных гало отдельных членов. Аналогично метод скоплений тоже должен быть индикатором общей массы галактик.

          В новом ходе развития событий прискорбно то, что если новые большие измеренные значения масс правильны, то при современных астрономических исследованиях большая часть Вселенной не наблюдается. Большая часть вещества в космосе заключена в какой-то неизвестной форме в массивных гало галактик и то, что мы наблюдаем как галактики, - всего лишь вершины очень больших айсбергов. Грандиозные спиральные галактики являются лишь скелетами огромных таинственных призраков, природа которых все еще остается неизвестной.

          Для объяснения невидимого вещества в гало галактик было предложено много типов объектов. Когда физики впервые предположили, что у крошечной частицы под названием нейтрино может быть небольшая масса (до этого считалось, что масса покоя частицы равна нулю), кто-то тут же сказал, что гало могут состоять из нейтрино. При появлении сообщения об открытии физиками монополя (отдельного изолированного магнитного полюса) с ничтожно малой массой, кто-то сразу предположил, что гало могут состоять из монополей. При появлении других возможностей всегда, казалось, была надежда объяснить состав гало галактик, К сожалению, сейчас похоже, что нейтрино вообще не имеет массы, а единственный обнаруженный монополь мог быть ошибкой эксперимента, так что, вероятно, ни один из этих объектов не решит нашу проблему. Мы остались с весьма небольшим списком невероятных объектов, ни один из которых, похоже, нам не подходит. В этом списке есть все объекты, которые только можно придумать, имеющие массу и при этом невидимые в галактиках. Например, планеты вроде Земли, не сопровождаемые светящей- ся звездой, будут иметь массу и излучать при этом слишком мало света, чтобы быть обнаруженными. Подойдут также и более мелкие объекты - каменные глыбы или мелкие камешки. Проблема с подобными объектами в том, что никто не может придумать способ их производства в достаточном количестве. Можно довольно уверенно утверждать, что планета не может образоваться, если поблизости нет звезды, и то же верно для каменных глыб. Единственные достойные рассмотрения объекты - это черные дыры, массивные и ничего не излучающие, которые каким-то образом могут образовываться во внешних частях протогалактик. Но что бы это ни было - черные дыры, каменные глыбы или экзотические субатомные частицы - возможность того, что большая часть Вселенной от нас скрыта, вызывает озабоченность. Мы живем в обширном и подавляюще темном космическом облаке, лишь кое-где освещенном свечами.