Это было за 15 лет до открытия первой гравитационной линзы – описанного в предыдущей главе «квазара-близнеца». И Рефсдал написал свою статью задолго до того, как кого бы то ни было стала волновать проблема гало из темной материи. Но в 1981 году аспирантка Мария Петру поняла, что невидимые тела в гало Млечного Пути могут обнаружить себя посредством гравитационного линзирования расположенных за ними далеких звезд других галактик. К сожалению, ее научный руководитель не дал ей опубликовать эти результаты2.
Петру родилась в Греции и училась в университете Аристотеля в Салониках, а потом изучала математику в Кембриджском университете. Ее диссертация «Динамические модели сфероидальных систем» была посвящена решению ряда теоретических задач, включая «эффект гравитационного линзирования, вызванного объектами гало нашей Галактики». Она изучала «ожидаемые наблюдательные проявления в случае, если гало нашей Галактики состоит из “Юпитеров”, белых карликов или черных дыр». Петру пришла к выводу, «что если наша Галактики окружена гало из темных компактных объектов… то у нас должна быть возможность обнаружить транзиентное усиление [блеска] внегалактических звезд, длительность которого зависит от вида компактных линзирующих объектов».
Идеи Петру предвосхитили последующие исследования, но в свое время они оставались неизвестными широким кругам астрономов. Хотя содержание большинства глав диссертации Петру было опубликовано в рецензируемых научных журналах, ее научный руководитель – знаменитый кембриджский астроном Дональд Линден-Белл – счел главу об объектах гало слишком спорной и не дал разрешения на ее публикацию.
Через пять лет, в мае 1986 года, принстонский астроном польского происхождения Богдан Пачинский опубликовал в The Astrophysical Journal свою историческую статью «Гравитационное линзирование объектами галактического гало»3. Согласно Пачинскому, если темное гало нашей Галактики состоит из объектов с массами больше половины массы Луны, то любая звезда из ближайших к нам галактик в любой момент может оказаться «микролинзированной» с вероятностью один на миллион. Это значит, что при прохождении объекта гало перед далекой звездой блеск этой звезды усиливается в течение нескольких дней, недель или месяцев в зависимости от линзирующей массы – как уже было показано Марией Петру. Блеск звезды должен возрасти, достичь максимума и потом снова ослабеть совершенно симметричным образом.
Разумеется, совершенно невозможно предвидеть, какая из далеких звезд окажется линзированной, и поэтому единственный способ обнаружить такое явление – это непрерывно отслеживать миллионы звезд на протяжении длительного времени – лет эдак двух или больше. Пачинский писал, что «предлагаемая наблюдательная программа потребует колоссального объема обработки данных». Такого рода исследование с помощью фотографических пластинок действительно оказалось бы чрезвычайно трудоемким. Электронные приемники излучения в середине 1980-х годов имели слишком малые размеры и не могли обеспечить получение достаточного количества изображений звезд за одну экспозицию, и к тому же у астрономов тогда еще было мало опыта автоматической обработки данных. Как и Петру, Пачинский опередил свое время. Кстати, рецензент вначале даже высказался против публикации статьи, сочтя предложение Пачинского практически неосуществимым.
Через три года перспективы стали выглядеть гораздо более многообещающими. Астроном из Ливерморской национальной лаборатории в Калифорнии Чарльз Олкок вместе со своим коллегой Тимом Аксельродом и постдоком Пак Хе Сук работал над проектом автоматического мониторинга большого количества звезд4. Идея проекта состояла в поиске далеких объектов Солнечной системы вроде ледяных тел Пояса Койпера и ядер комет в Облаке Оорта, которые при прохождении перед далекой звездой могут выдать свое присутствие кратковременным падением ее блеска. Явления эти очень редкие и мимолетные, но если с помощью электронных приемников излучения и специальных компьютерных программ отслеживать блеск многих тысяч звезд, то, может быть, получится зарегистрировать какое-нибудь из них.
В 1989 году Дэйв Беннет, в то время постдок в Принстонском университете, обратил внимание Олкока на статью Пачинского 1986 года. Если есть возможность зарегистрировать кратковременные «мигания» звезд, вызванные прохождением перед ними объектов Пояса Койпера или комет, то, по мнению Беннета, также можно обнаружить гораздо более медленные изменения блеска, вызванные микролинзированием на темных телах галактического гало. Олкок тут же ухватился за эту идею и, недолго думая, развил ее. А 31 октября на семинаре Центра космомикрофизики Калифорнийского университета в Беркли он представил план нового обзора микролинзирования, который мог бы в какой-то мере решить загадку темной материи, доказав, что хотя бы какая-то часть ее – это не нечто таинственное, а самая обычная барионная материя, просто остававшаяся незамеченной.
Был прямой смысл скооперироваться с учеными из Беркли – это совсем рядом с Ливерморской лабораторией, где работал Олкок. Центр космомикрофизики занимался разработкой детекторов частиц темной материи – главным образом вимпов, и его новый директор, французский физик Бернар Садуле, был готов вложить деньги и силы в проект наблюдения микролинзирования. Если он окажется успешным, то Беркли разделит славу великого открытия, а если нет, то отсутствие барионной темной материи станет дополнительным аргументом в пользу проводимых Центром поисков вимпов. К тому же работавший в Центре физик и технический гений Крис Стабс занимался тем, что пробовал составлять из отдельных приборов с зарядовой связью (ПЗС) крупноформатные мозаики, позволявшие охватить большее поле зрения и тем самым обеспечить одновременное слежение за большим количеством звезд. Такой прибор был бы совсем не лишним для проекта Олкока.
Оставалось лишь найти достаточно крупный телескоп, чтобы на протяжении многих лет использовать его для проведения обзора. Телескоп должен быть расположен в Южном полушарии, потому что наиболее подходящая область неба для обзора – Большое Магелланово Облако – карликовый спутник нашей Галактики, который не виден из большей части Северного полушария. Большое Магелланово Облако находится на расстоянии 167 000 световых лет – достаточно близко, чтобы с Земли были различимы отдельные звезды, которые при этом достаточно тесно расположены, обеспечивая большое количество потенциальных микролинзирующих источников. А весьма ценной дополнительной площадкой могла бы служить расположенная рядом другая карликовая галактика – Малое Магелланово Облако.
И, к счастью, такой телескоп нашелся. Это был старый неисправный телескоп с зеркалом диаметром 1,27 метра, стоявший без дела под куполом в обсерватории Маунт-Стромло поблизости от Канберры (Австралия). Об этом Беннетт узнал от работавшего в обсерватории астронома Кена Фримена, когда обратился к нему с просьбой подыскать подходящий для обзора инструмент. Речь идет о так называемом Большом Мельбурнском телескопе, который был построен в 1868 году и был тогда крупнейшим полноповоротным телескопом в мире. В 1947 году он был перемещен в обсерваторию Маунт-Стромло.
Фримен заинтересовался темной материей, еще когда занимался кривыми вращения галактик в 1970 году (см. главу 8), а во время своего пребывания в Институте перспективных исследований в Принстоне в 1985-м он узнал о теоретических работах Пачинского по микролинзированию. А что, если восстановить Большой Мельбурнский телескоп и вернуть ему прежнюю славу, отведя ему главную роль в захватывающем проекте? Вместе со своим коллегой Питером Квинном Фримен уговорил директора Алекса Ро-джерса поддержать их план, и в 1990 году было получено финансирование на восстановление телескопа.
Так родился совместный проект Ливерморской лаборатории, Калифорнийского университета в Беркли и обсерватории Маунт-Стромло, названный MACHO. Эту броскую аббревиатуру в 1991 году придумал член группы Ким Грист. Да и вообще, кому нужны эти вимпы?
Но Олкок с партнерами не были единственными. Среди присутствовавших на том «хэллоуинском» семинаре Центра космомикрофизики Калифорнийского университета в Беркли в 1989 году был Джеймс Рич из Центра ядерных исследований в Сакле (Франция). Вернувшись в Париж, Рич обсудил планы Олкока со своими коллегами Мишелем Спиро и Эриком Обургом, которые пришли в восторг при мысли о возможности найти объекты темного гало путем наблюдения микролинзирования. Спиро, Обург, Рич с коллегами сразу же приступили к выполнению собственного проекта, получившего название EROS – Experience pour la Recherche d’Objets Sombres («Эксперимент по исследованию темных объектов»)5.
Строительство Большого Мельбурнского телескопа в 1869 году. В 90-х годах XX века этот телескоп использовался для поиска МАЧО – массивных компактных объектов гало
Большинство ученых в Сакле были физиками, и разница в менталитете с астрономами сказывалась с самого начала. Группу EROS совершенно не пугала перспектива прочесывания огромного массива данных в поисках чрезвычайно редких событий – это как раз то, чем они занимались, исследуя выложенные на сайте ЦЕРНа данные измерений, выполненных на Большом электрон-позитронном коллайдере. Программисты в Сакле разработали специальные программы для автоматического анализа данных, а инженеры в отделе исследования элементарных частиц приступили к созданию большой электронной камеры.
Чтобы еще больше повысить шансы оказаться первыми, группа EROS решила не ждать, пока будет готова цифровая камера. Они начали работу по поиску микролинзирования, делая по старинке фотографические снимки Большого Магелланового Облака на (представьте себе!) стеклянных пластинках, которые потом оцифровывали для последующей компьютерной обработки. Благодаря связям Альфреда Видал-Маджара из отдела астрофизики удалось выйти на Европейскую южную обсерваторию (ЕЮО), что давало возможность использовать один из ее телескопов для получения таких снимков. У ЕЮО в Чили было целых 14 телескопов, расположенных в обсерватории Ла-Силья, в том числе и метровый телескоп Шмидта