и обычно насчитывают не больше нескольких сотен миллионов звезд, при том что в нашей собственной Галактике их около 400 миллиардов.

Но что же карликовые галактики могут нам рассказать о темной материи?

Карликовые галактики, обнаруженные Шепли лишь в конце 1930-х годов, сейчас считаются маркерами структурных элементов распределения темной материи во Вселенной. Напомним, что самые успешные выполненные на суперкомпьютерах модельные расчеты образования структур во Вселенной представляют «восходящий» сценарий иерархического скучивания. Как мы узнали в главе 11, частицы холодной темной материи движутся со сравнительно небольшими скоростями и поэтому под действием гравитации собираются в небольшие гало. Эти сгущения темной материи начитают аккрецировать обычную барионную материю, из которой образуются новые звезды. Со временем значительная часть образовавшихся таким образом карликовых галактик должна объединиться в большие системы наподобие нашей Галактики.

Хотя в рамках теории холодной темной материи невозможно получить надежные предсказания на основе общих соображений, модельные расчеты дают вполне согласованную картину. Большие галактики, каждая из которых окутана собственным почти сферическим гало из темной материи, окружены бесчисленными так называемыми субгало: это в основном начиненные темной материей карликовые галактики, которые пока еще не поглощены центральным тяжеловесом, а возможно, уже никогда и не будут поглощены.

Детальное изучение результатов больших суперкомпьютерных модельных расчетов вроде IllustrisTNG и EAGLE позволяет «предсказывать» свойства карликовых галактик. И наоборот, наблюдение и исследование реальных карликовых галактик дает хорошую возможность проверки популярного в настоящее время варианта теории ΛCDM – лежащей в основе этих расчетов модели «космологического конкорданса».

Хорошая новость состоит в том, что такая проверка была выполнена. Плохая новость – карликовые галактики ведут себя неподобающим образом, не так, как полагается.

Начнем с того, что их намного меньше, чем должно быть. Может показаться, что 60 кружащихся вокруг Млечного Пути спутников – это много, но, согласно теоретическим расчетам, их должно быть не менее 500. И ведь нельзя сказать, что астрономы недостаточно усердно искали. Имеющиеся обзоры должны были выявить намного больше таких систем. Это так называемая проблема недостающих галактик-спутников, и она реальна.

Для этой проблемы было предложено множество возможных решений. Например, как известно, в течение последних 10 миллиардов лет Млечный Путь пожирал подошедшие слишком близко к нему карликовые галактики – сначала разрывая их приливными силами, а потом присваивая принадлежавшие им звезды и темную материю. Может быть, пир уже почти закончился и у Млечного Пути осталось всего несколько десятков спутников на закуску.

Другая гипотеза состоит в том, что нас, возможно, действительно окружают сотни субгало темной материи, но по какой-то причине они оказались неспособны породить существенное количество новых звезд и поэтому невидимы для телескопов. Представьте себе – огромные сгустки, состоящие почти исключительно из темной материи, медленно обращаются вокруг нашей Галактики, двигаясь во всех возможных направлениях.

Но удовлетворительное решение проблемы недостающих галактик-спутников никак не находилось. Числа не сходились, и все тут. С учетом масс и светимостей наблюдаемых спутников теория ΛCDM предсказывает наличие порядочного количества более массивных субгало, которые должны были обязательно превратиться в хорошо заметные карликовые галактики.

И это не единственный вид неподобающего поведения карликовых галактик, затрудняющего поиски темной материи. Рассмотрим попытки оценки количества темной материи в карликовых галактиках на основе изучения скорости вращения принадлежащих им звезд и газовых облаков. В 1980-х годах первым такие измерения стал проводить астроном Марк Ааронсон из Аризонского университета, который погиб в 1987 году в результате несчастного случая под куполом четырехметрового телескопа имени Мейола в Национальной обсерватории Китт-Пик. На рубеже веков Джон Корменди и Кен Фримен выполнили более подробное исследование галактик самых разных типов на основе собранных ими данных, полученных другими исследователями.

Корменди и Фримен обнаружили, что доля темной материи в карликовых галактиках больше, чем в больших спиральных галактиках, да к тому же плотность гало темной материи в карликовых системах выше5. Пока что все нормально – это согласуется с результатами расчетов ΛCDM-моделей. Но эти же модельные расчеты предсказывают для образовавшихся субгало очень характерный профиль плотности – чем ближе к ядру, тем быстрее возрастает плотность темной материи, достигая максимума в самом центре. Такого рода профиль плотности оказывается неизбежным следствием иерархического скучивания – как минимум в модельных расчетах на суперкомпьютерах6.

Проблема в том, что у реальных карликовых галактик не наблюдается такого резкого роста плотности в ядре. Реконструированное по данным измерений скоростей распределение плотности всегда оказывается гораздо более ровным. Это третье несоответствие между модельными расчетами в рамках теории ΛCDM и реальной Вселенной называется проблемой сингулярного гало. И для нее тоже не удалось найти простого объяснения. Карликовые галактики не ведут себя как положено, и все тут. Или, другими словами, наши законы не могут адекватно описать реальность.

Многообъективный телескоп Dragonfly Telephoto Array позволил сделать удивительное открытие по поводу связи между карликовыми галактиками и темной материей. Но в 2011 году, когда Питер ван Доккум и Боб Абраам начали обсуждать возможность использования серийных фотообъективов для съемки очень тусклых структур на ночном небе – еле заметных облачков, а также галактик с низкой поверхностной яркостью, – они не думали ни о какой темной материи. Ван Доккум, будучи большим любителем фотографии, слышал о новых профессиональных 300-милиметровых телеобъективах фирмы Canon со специальным нанотехнологическим антибликовым покрытием. Такие объективы замечательно годились для съемок живой природы и спортивной съемки при работе с контровым светом. Но это также представлялось идеальным решением для съемки слабых низкоконтрастных небесных объектов.

«Серийный» не обязательно означает «дешевый». Объектив стоил около 10 000 долларов. Но даже связка из нескольких таких объективов дешевле разработки и создания специализированного телескопа. Если навести много объективов на одну и ту же область неба и снабдить каждый из них отдельной ПЗС-камерой, а потом сложить полученные цифровые изображения, то можно добиться еще большего контраста и чувствительности. Так возникла идея многообъективного астрономического телескопа.

Практически сразу было придумано подходящее название для проекта. «Связка» из многих объективов напоминает многофасетный глаз стрекозы – ван Доккум с детства прекрасно знал, как он выглядит, ведь еще мальчиком в Нидерландах он сделал тысячи макрофотографий красивых насекомых, и в описываемое время как раз занимался написанием книги7. Проект так и назвали – Dragonfly («Стрекоза»).

Сначала в подвале и во дворе у ван Доккума в Нью-Хейвене с помощью одного-единственного объектива были получены пробные снимки, но вскоре уже был готов действующий трехобъективный прототип на единой монтировке. Не прошло и года после обеда в Торонто, как ван Доккум с Абраамом перевезли свой инструмент из парка темного неба Мон-Мегантик в южном Квебеке в место с гораздо более темными ночами