1895 г. Впервые применяется фотографирование для изучения формы галактик, доказано существование спиральных форм.
1917 г. Американский астроном Д. Слайфер обнаружил смещение линий в спектрах некоторых звезд, т. е. обнаружил, что приходящие от этих звезд излучения, характерные для тех или иных химических элементов, имеют длину волны совсем не такую, какая характерна для этих элементов на Земле. Смещение линий — следствие допплер-эффекта, оно вызывается движением звезд. Прошли годы, и смещение спектральных линий стало основным источником информации о движении звезд и галактик. По смещению линий измерили скорости разбегания галактик (красное смещение), уточнили движение отдельных их частей, зафиксировали вращение галактик-спутников вокруг больших галактик, движения галактик в сложных их скоплениях.
1939 г. Ленинградский астрофизик М. А. Леонтовский опубликовал свои работы по фотографированию галактики М31 (Туманность Андромеды). Он совмещал, складывал большое число одновременно сделанных фотографий, с тем чтобы выделить области малой яркости, невидимые на фоне светящегося неба. Автор скомпоновал в деревянных ящиках 200 самодельных картонных фотокамер с объективами из очковых стекол, «имеющих преимущество чрезвычайной дешевизны». Уже суммирование 10 снимков туманности «выявило те черты ее, которые на оригинальных фотографиях не видны», а 80 снимков более чем вдвое увеличили видимые размеры галактики. Столь интересно начатым работам М. А. Леонтовского не суждено было завершиться: в 1942 г. он погиб в осажденном Ленинграде.
1969 г. Результаты своих работ по фотографированию слабо светящихся областей галактик публикуют Г. де Вакулер, X. Арп, Ф. Бертолла и др. Электронная аппаратура и особые фотоэмульсии позволили фотографировать области галактик, яркость которых лишь на 1 % превышает фон неба. В последующие годы такие работы проводятся на многих обсерваториях, появляется много разных снимков. Выясняется, что практически все наблюдаемые галактики имеют огромные, невидимые на обычных снимках короны. Они хорошо видны на специальных снимках, где слабо светящиеся области для удобства представляют в виде чередующихся темных и светлых колец (в действительности все это светлые кольца с разным уровнем яркости, полученные при длительном экспонировании очень чувствительной пленки).
1974 г. Группа эстонских астрофизиков во главе с доктором физико-математических наук Я. Эйнасто опубликовала свою статью «Динамические свидетельства наличия «скрытой массы».
1975 г., январь. Астрономический совет АН СССР созывает в Таллине совещание по проблеме «Скрытые массы» во Вселенной».
Работы эстонских астрофизиков, особенно в сочетании с анализом фотографий галактических корон, как никогда ранее, приковали внимание исследователей к проблеме «скрытой массы». Резко усилилась аргументация того, что она существует и существует именно вокруг галактик. Получалось, что видимые эллипсы или спирали галактик — это лишь небольшие светящиеся части каких-то огромных невидимых массивов, что мы до сих пор видели лишь косточки огромных плодов, зреющих в бескрайних просторах космоса.
Настал момент собрать наблюдательные факты и попытаться представить себе, из чего же состоят короны галактик, в каком именно виде могла бы существовать в них «скрытая масса».
Если не входить в противоречие с наблюдательными данными о массе, светимости и цвете галактических корон, то можно сделать несколько предположений о их составе. Это мог бы быть ионизованный газ, нагретый до нескольких миллионов градусов и собранный, возможно, в отдельные облака. Или сравнительно легкие звезды, масса которых меньше 30 % от массы Солнца. Или карликовые скопления звезд, а может быть, даже карликовые галактики. Или, наконец, это могли бы быть так называемые умершие звезды — потухшие белые карлики, нейтронные звезды или даже «черные дыры». Данные о мягком рентгеновском излучении свидетельствуют, что в коронах спиральных галактик большого количества ионизованного газа, по-видимому, нет, а вот у эллиптических галактик массивные газовые короны вполне возможны. Что касается кандидатуры карликовых звезд, то здесь мог бы внести ясность поиск их в окрестностях нашего Солнца; чтобы карликовые звезды обеспечили расчетную «скрытую массу», их должно быть довольно много — примерно одна звезда на куб со стороной 15 св. лет. Эти звезды должны двигаться со скоростями более 100 км/с, и, по-видимому, они очень бедны тяжелыми элементами. Найти эти карликовые звезды будет не так-то просто. Во всяком случае, пока неясно, как их можно будет отличить от звезд слабой светимости, которые входят не в корону, а в само «тело» галактики.
«Скрытая масса», если существование ее будет доказано, должна заметно повлиять на наши представления об устройстве мира, об истории его развития и прогнозах на далекое будущее.
Видимая нами Вселенная, как установлено, расширяется, но этому расширению препятствуют силы взаимного притяжения ее «деталей», гравитационные силы. Противодействие тем сильнее, чем больше масса Вселенной, чем выше средняя плотность ее вещества. Если окажется, что плотность превышает 10-29— 10-30 г/см3—это значение называют критическим, — то гравитационные силы рано или поздно остановят расширение Вселенной, а затем заставят ее сжиматься. Известная нам масса Вселенной дает среднюю плотность около 3 % от критической, а значит, перспективу безостановочного расширения. По некоторым имеющимся в литературе оценкам «скрытой массы», она повышает среднюю плотность вещества во Вселенной до 20 %, а по иным оценкам, даже делает ее больше критической.
Наше представление о далеком прошлом Вселенной, о ее первых шагах мало зависит от того, будет обнаружена «скрытая масса» или не будет: основные модели мира вначале ведут себя одинаково при любой массе. Но зато она должна сильно влиять на более поздние события, и прежде всего на ход образования галактик. И конечно же, от того, есть «скрытая масса» или нет, а если есть, то сколько ее, сильно зависит все то, что сейчас происходит во Вселенной.
Вот, оказывается, с какими проблемами связан поиск «скрытой массы». Возраст и происхождение галактик… Стабильность звездных систем… Будущее Вселенной, беспредельное ее расширение или сжатие, которое придет на смену наблюдаемому в наши дни разбеганию галактик… Насколько же окончательными можно считать нынешние данные о «скрытой массе»? Насколько они достоверны? И можно ли повысить точность взвешивания Вселенной? С этими вопросами мы обратились к доктору физико-математических наук Я.Э. Эйнасто.
— Сначала скажу о работах, уже выполненных. Еще несколько лет назад, анализируя сдвиг спектральных линий в оптическом и радиодиапазоне, наша группа исследовала скорости движения ветвей некоторых спиральных галактик. Анализ этих скоростей показал: в движении должны участвовать массы, во много раз большие тех, которые могут быть у видимой части галактик. Следующим объектом изучения стали очень распространенные во Вселенной пары галактик, вращающиеся относительно некоторого центра. В первый период этой работы мы проанализировали около 110 таких пар с самыми разными расстояниями между компонентами пары. Анализ скоростей вращения показал, что в таком вращении участвуют огромные невидимые массы, сосредоточенные в очень больших объемах. Слово «невидимые» здесь используется уже с учетом последних достижений фотографической техники: по нашим расчетам, «скрытая масса» должна быть значительно больше, чем могли бы содержать галактические слабо светящиеся короны, и занимает она значительно большие объемы. По предварительным оценкам, «скрытая масса» в двойных галактиках в 10 раз больше видимой.
Можно наметить немало конкретных работ, которые позволили бы уточнить полную массу Вселенной. В их числе и тщательное изучение наблюдательных данных, уже имеющихся в мировой литературе, и ряд новых специальных наблюдений с помощью совершенных чувствительных спектрографов. В нашей стране такие наблюдения можно было бы проводить на нескольких обсерваториях, в частности в Алма-Ате, в Бюракане, в Крыму. Мы тоже планируем наблюдательные эксперименты, надеясь главным образом на длинные зимние ночи, когда обычно хмурое эстонское небо становится прозрачным. Новые исследования, и прежде всего изучение движения галактик в больших скоплениях, могут дать очень интересные результаты. Так, например, есть основания думать, что в таких скоплениях количество «скрытой массы» в сравнении с видимой значительно больше, чем в двойных галактиках. Сложных галактических скоплений очень много, и поэтому вполне может быть, что плотность Вселенной весьма близка к критической или даже больше ее. Судя по всему, уже сейчас нет оснований сомневаться в существовании во Вселенной большой «скрытой массы», хочется верить, что вскоре удастся более или менее точно и, конечно, более уверенно ответить на вопрос «сколько?»
