Все-таки что ни говори, а ученым приходится трудно. То, что они исследуют, порой даже не разглядеть простым глазом. Взять хотя бы элементарные частицы: годы и миллионы марок, рублей, долларов надо затратить, чтобы создать прибор, позволяющий заглянуть в микромир. И чем дотошнее хочешь разглядеть подробности, тем больше сил, лет и миллионов требуется.
        У астрономов похожие проблемы, только как бы вывернутые наоборот: их интересуют не мелкие частицы, а огромные и очень далекие звезды и галактики. Когда имеешь дело с чем-то очень далеким, то не все удается разглядеть, а в том, что увидел, бывает, концы с концами не сходятся. Так получилось и с «темным» веществом.

        Шестьдесят лет и – никакого ответа.

        Еще в начале тридцатых годов швейцарский астрофизик Фриц Цвикки обратил внимание на то, что некоторые галактики в больших скоплениях движутся гораздо быстрее, чем следует из расчетов гравитационных сил в этих скоплениях. Рассчитывают движение и силы гравитации по той массе, которую астрономы могут увидеть в свои телескопы. А увидеть можно только то, что светится. Получалось, что на галактики действует притяжение не только видимых масс, но и чего-то еще невидимого. Эту недостающую массу вначале пытались приписать горячему межгалактическому газу, не наблюдаемому в телескоп. Но позднее, с развитием рентгеновской астрономии, его научились регистрировать по рентгеновскому излучению от частиц газа. Масса газа оказалась явно недостаточной.
        Полвека назад голландец Яан Оорт обнаружил похожий эффект при наблюдении за звездами в нашей галактике: и здесь закономерности движения указывали на массу, гораздо большую той, которую можно было наблюдать в телескоп. Оставалось одно – предположить наличие некоего темного вещества, невидимого земными наблюдателями.
        И вот с тех далеких времен астрофизики пытаются понять, что же такое путает их расчеты, но разобраться пока не могут. Мало того, во вновь открываемых эффектах несомненно проявляется таинственное вещество, или, как его еще называют, «скрытая масса». Самое последнее свидетельство – гравитационные линзы.

        Линза не из стекла.

        С 1987 года одна из интереснейших загадок астрономии – «двойные» галактики. Их обнаружила Эстер Хью и ее коллеги из Гавайского университета – сначала четыре парные галактики, а потом еще три. Возможно, что на самом деле галактики эти – обычные, одиночные, но на пути света от них к земному наблюдателю расположена гравитационная линза. Гравитационная линза – это очень массивное тело, искривляющее пути световых лучей, подобно обычной линзе из стекла. Поэтому кроме истинного изображения галактики, возникает еще одно – ложное – изображение. Отсюда и парные галактики.
        Гравитационное искривление лучей можно рассчитать и таким путем определить массу линзы. Она оказывается гораздо большей, чем можно разглядеть. Значит, и в ее состав входит темное вещество.
        Шесть десятилетий астрономы пытаются понять, что же скрывается за полудетективным термином «скрытая масса», и первым кандидатом на эту роль надо считать нейтрино.

        Невесомое, нейтральное и неуловимое.

        Нейтрино открыл на кончике пера Вольфганг Паули. В 1930 году в письме участникам семинара в Тюбингене он сообщил о своей отчаянной попытке спасти закон сохранения энергии. Паули высказал гипотезу о существовании новой, нейтральной и очень легкой частицы. Нейтрино невероятно слабо взаимодействует с веществом, поэтому его даже трудно зарегистрировать, не то что пристально изучить.
        А присмотреться к нему хотели и знатоки микромира, и астрофизики. Космологическая теория Большого взрыва подсказывает, что нейтрино распространены в современной Вселенной. Их должно быть примерно столько же, сколько фотонов. И если у нейтрино есть хоть крошечная масса – от одной десятитысячной до одной стотысячной массы электрона, - то на эту неуловимую частичку вполне может приходиться вся «скрытая масса».
        Это предположение приобрело особое значение, когда в 1980 году московские исследователи из Института теоретической и экспериментальной физики сообщили*, что обнаружили у нейтрино массу, причем как раз такую, как хотелось астрофизикам. В течение какого-то времени казалось, что проблема темного вещества благополучно разрешена, пока в самом конце восьмидесятых годов сразу несколько экспериментальных групп не подвергли результат москвичей сомнению, причем очень и очень серьезному.
        Кроме того, у нейтрино есть спин (половинка), и один из законов микромира, известный под названием принципа Паули, не позволяет этим частицам в большом количестве скапливаться в малом объеме. Принцип Паули как бы отталкивает их друг от друга. Поэтому на расстояниях меньше галактических не может собраться достаточно нейтрино, чтобы объяснить имеющуюся в галактиках скрытую массу. Тщательные расчеты теоретиков Чикагского университета и университета в Беркли показывают, что во Вселенной, где преобладают нейтрино, наделенные массой галактики должны были образоваться только сравнительно недавно – примерно в середине жизни нашей Вселенной (быстрее не давал расталкивающий принцип Паули). Но сегодня известны такие объекты, как квазары, которые  сформировались заведомо раньше. Как же быть? Концы с концами не сходятся. По этим и некоторым другим причинам модель Вселенной, в веществе которой преобладают нейтрино, представляется маловероятной.

        Не только темное, но еще и холодное.

        В моделях с холодным темным веществом нет нейтринных осложнений. Холодное – значит медленно двигающееся, в отличие от нейтрино, летящих со скоростью света или почти с ней. Такая разновидность темного вещества помогает объяснить форму и структуру многих галактик.
        Как не раз уже случалось в физике, проблемы космологии слились с проблемами физики элементарных частиц. В то время как космологи приходили к выводу о необходимости существования холодного темного вещества, физики, изучающие частицы высоких энергий, независимо предположили, что есть в природе новые экзотические частицы. Оказалось, что эти частицы могут идентифицироваться с холодным темным веществом. Трудность проверки этого изящного допущения в том, что в отличие от нейтрино новые частицы пока никто не наблюдал.
        Наибольший интерес среди экзотических частиц вызывают аксионы. Существование их зависит от нарушения симметрии, а нарушение симметрии – один из краеугольных камней современных теорий частиц. Когда при остывании горячей Вселенной нарушается симметрия фундаментальных взаимодействий и они становятся непохожими друг на друга, в этот момент может возникнуть аксионное фоновое поле. Сами аксионы очень легкие, но расчеты показывают, что аксионное фоновое поле должно вести себя в целом так же, как если бы скучивались более тяжелые частицы. Аксионы могли бы стать идеальным кандидатом на роль темного вещества, с одним только «но» - их до сих пор не обнаружили, хотя ищут весьма старательно.
        Еще один кандидат появляется в том разделе теорий элементарных частиц, которые называют суперсимметричными. Основная их идея состоит в том, что для каждой известной частицы существует «суперсимметричный партнер», наделенный основными ее свойствами за исключением значения спина. Такие частицы пока никто не наблюдал, поскольку они должны иметь большую массу. Наиболее перспективным кандидатом на роль темного вещества из суперсимметричных партнеров может быть фотино – партнер фотона. Фотино с массой от одной до пятидесяти протонных масс могли бы достигать такой большой концентрации в пространстве, что современная Вселенная оказалась бы замкнутой. Поясним это чуть подробнее.

        Доколе же вселенной расширяться?

        Вопрос о том, прекратится ли расширение, возник в начале тридцатых годов, когда Э. Хаббл подтвердил, что Вселенная расширяется. Ответ зависит от двух факторов: насколько быстро она расширяется в наши дни и насколько сильна сила гравитации, определяемая средней плотностью вещества и препятствующая расширению.
        Если средняя плотность вещества достаточно велика для того, чтобы остановить расширение и заставить Вселенную вновь сжиматься, то Вселенная называется замкнутой. Если плотность мала так, что расширение будет происходить неограниченно, то Вселенная называется открытой. Если гравитационные силы не могут начать сжимать Вселенную, а способны лишь замедлять расширение, то Вселенная называется плоской.
        Видимое вещество может составлять не более  двадцати процентов реальной массы Вселенной, поэтому вопрос о невидимом веществе – каково его количество, как оно распределено в пространстве и из чего состоит, - тесно связан с проблемами структуры и эволюции Вселенной. Эта цифра – двадцать процентов – получается, если мы предполагаем, что Вселенная наша замкнутая и возникает она при анализе количества легких элементов. Синтез этих элементов происходил в первые несколько минут существования Вселенной, и расчеты теоретиков гласят, что распространенность легких элементов сегодня не позволяет плотности протонов и нейтронов быть выше 20% плотности, требуемой для замкнутой Вселенной. Таким образом, если Вселенная замкнута, то, по крайней мере, восемьдесят процентов ее полной массы должно относиться к какой-то иной форме вещества.
        А кстати, кто сказал, что Вселенная замкнута?
        Утверждать это есть основания. Речь идет о проблеме плоскостности, которую впервые сформулировали Р. Дикке и П. Пибблс из Принстонского университета. Суть ее в том, что любое отклонение от строго плоской Вселенной должно линейно возрастать с течением времени. Если в период нуклеосинтеза была хоть крошечная кривизна, то к современной эпохе отклонение от плоскостности должно было возрасти примерно в тысячу миллиардов раз. Но мы знаем, что сегодняшняя плотность Вселенной отличается от плотности замкнутой Вселенной всего раз в десять – двадцать (она меньше, чем плотность замкнутой). Значит, в период нуклеосинтеза Вселенная должна была быть либо строго плоской, либо обладать невероятно малой кривизной – меньше одной тысячемиллиардной. Логика этих рассуждений ведет к тому, что наблюдаемая Вселенная строго плоская: ее плотность точно равна критической. А почему она плоская – на этот вопрос надо искать ответ в сценарии экспоненциального расширения (см. «Химию и жизнь», 1991, № 9).
        Теперь продолжим знакомство с кандидатами на роль таинственного темного вещества.

        Сеть из космических струн.

        Один из наиболее экзотических кандидатов – космическая струна. Струны – это нити, оставшиеся от вещества только что родившейся Вселенной. Они возникли при фазовых переходах, которые происходят в вакууме при расширении и охлаждении Вселенной после Большого взрыва.
        Нам всем известны фазовые переходы в воде при ее охлаждении: переход пара в жидкость, а затем – в лед. Так  же, как и фазовые переходы в воде, космологические фазовые переходы вызывают образование дефектов. Внутри дефектов симметрия не нарушена, и ранний, более молодой вакуум остался в них, как в ловушках. Дефекты могут существовать в виде поверхностей, линий и точек. Их называют, соответственно, стенками доменов, струнами и монополями. Нас интересуют струны.
        Первая работа, посвященная космическим струнам, была написана Т. Кибблом из Имперского колледжа науки и техники в Лондоне в 1976 году. Потом пять лет они не привлекали большого внимания, пока академик Я.Б. Зельдович из Института физических проблем АН СССР не предложил с помощью струн объяснять клочковатость распределения вещества во Вселенной, но это – отдельный разговор. Нас же сейчас интересуют струны сами по себе.
        Космические струны – это тонкие трубки из симметричного высокоэнергетического вакуума. У них нет концов, они либо образуют замкнутые кольца, либо простираются до бесконечности. Толщина их равна примерно 10^-30 см, и, что особенно важно для нас, они поразительно массивны: один сантиметр такой струны должен весить 10^16 тонн. Натяжение в струнах под стать их массе. Это натяжение заставляет замкнутые петли из струн энергично колебаться со скоростью, близкой к скорости света.
        Струны, рождающиеся во время фазового перехода, сплетаются в запутанную сеть, которая пронизывает всю Вселенную. Под действием натяжения струны извиваются, перехлестываются сами с собой или с другими струнами. Длинные извилистые струны пересекают сами себя многократно.
        Для ранней Вселенной характерны небольшие петли из космических струн, тогда как в наши дни размеры петель превышают миллионы световых лет.
        Что произойдет, если струна пройдет ненароком сквозь человека? результат нетрудно предсказать. Если струна пересечет человека в поясе, то его голова и ноги начнут сближаться со скоростью 6 километров в секунду. Такой опыт мог бы повредить здоровью, но для паники нет причин, поскольку ближайшая из тяжелых струн могла бы находиться на расстоянии около трехсот миллионов световых лет от Земли.
        Как же установить, существует эта таинственная сеть неведомых струн или нет? Во-первых, в них заключена такая колоссальная гравитационная энергия, что они вполне могут работать гравитационными линзами, о которых шла речь выше. Главная особенность эффекта, который создает струна, - несколько двойных галактик в одной и той же части неба.
        Во-вторых, космические струны должны при своем движении менять интенсивность фона реликтового излучения. Величина скачка может составлять всего одну стотысячную, но и это можно попытаться заметить в эксперименте.
        В-третьих, все струны испускают гравитационные волны. Вся Вселенная пронизана гравитационным шумом от умирающих космических струн, но этот шум пока далеко за пределами чувствительности современных детекторов гравитационных волн.
        Есть и другие способы поисков струн, но для нас не это главное: важно лишь то, что есть надежда их обнаружить и поиски ведутся.

        Еще несколько кандидатов...

        На роль темного вещества претендуют и менее экзотические объекты: огромные планеты типа Юпитера, которые так и называют – юпитерами. За последние годы получено большое количество изображений горячих и разреженных газовых сред, насыщенных скоплениями галактик. Есть предположение, что значительные количества межгалактического газа охлаждаются и превращаются в конденсированные объекты. У них масса и яркость меньше, чем у обычных звезд. Юпитеры появляются в тех случаях, когда охлаждение идет медленно, как при конденсации газа, а нормальные яркие звезды формируются при быстром охлаждении. Из этого следует, что галактики образуются на стадии ранней Вселенной, а темное вещество могло появиться и позднее.
        Аргументом в пользу существования юпитеров может быть и мощное излучение, которое испускает газ вблизи центров большинства скоплений галактик. Испускает излучение, значит – охлаждается. За несколько миллиардов лет он должен был охладиться, но в этих областях нет никаких ярких звезд. То есть из охлаждающегося газа образовывались юпитеры. Некоторые астрономы не считают подобные рассуждения аргументом, поскольку ни юпитеры, ни перемещения потоков газа нельзя наблюдать непосредственно. Сейчас готовят эксперименты по слежению за звездами в Большом Магеллановом облаке. Прохождение юпитера перед более удаленной звездой можно будет заметить по эффекту гравитационного фокусирования, описанному выше.
        Темное вещество может прятаться и в «черных дырах». Так называют небольшие по размерам, но очень массивные сверхплотные звезды. Их гравитационное притяжение столь велико, что даже луч света не может вырваться из его сферы, поэтому-то они и не видны в телескопы астрономов.
        В последние годы появляется все больше сообщений, подтверждающих факт существования «черной дыры» в центре нашей Галактики с массой в тысячу раз больше солнечной. О наличие «черной дыры» говорят результаты исследований в гамма-диапазоне, полученные с советско-французского спутника «Гранат». Зарегистрирован поток гамма-лучей с энергией 511 килоэлектрон-вольт – это энергия излучения, возникающего при аннигиляции электронов и позитронов. Электрон-позитронные пары как бы выдергиваются мощнейшим гравитационным полем «черной дыры» из вакуума и потому служат косвенным свидетельством существования «черной дыры».
        Есть гипотезы, что эта «черная дыра» не единственная, но пока это только гипотеза.

        Некоторые сомнения.

        Ради объективности надо признать, что хоть и нечасто, но появляются соображения, опровергающие идею существования темного вещества. Вот одно из них: сферические карликовые галактики, вращающиеся вокруг Млечного пути, могут содержать меньше массы и темного вещества, чем раньше полагали астрономы.
        Джеффри Кюн из университета штата Мичиган и Ричард Меллер из Чикаго считают, что высокая скорость вращения этих галактик обусловлена не гравитационным притяжением темного вещества, а приливными силами, которые создает Млечный путь.
        Кюн и Меллер обнаружили, что орбитальные периоды звезд в карликовых галактиках близки ко времени обращения галактик на орбитах вокруг Млечного пути. Такое резонансное поведение звезд означает, что на их движение сильное влияние оказывает Млечный путь. В прежних расчетах количества темного вещества получалось: чем дальше карликовая галактика от центра Млечного пути, тем меньше в ней темного вещества – и это было непонятно. С точки зрения Кюна и Меллера, это можно логично объяснить ослаблением приливного воздействия Млечного пути при удалении объекта от его центра.
        Кроме того, есть странная закономерность: доля темного вещества возрастает с ростом размеров – в скоплениях галактик, к примеру, она больше, чем в одиночных галактиках.

        А вдруг – Зазеркалье?

        Однако сомнения в существовании темного вещества носят, так сказать, локальный характер, и напоследок нам предстоит познакомиться с наиболее экзотическим кандидатом на нелегкую роль невидимой материальности – зеркальным веществом.
        Зеркальное вещество существует лишь в фантазиях теоретиков. Грубо говоря, это некий параллельный мир, будто сошедший со страниц фантастических романов. Он рождается из предположения о том, что кроме привычного нам электрического заряда есть другой электрический заряд, с нашим никак не взаимодействующий. То есть допускается существование еще одного микромира со своими лептонами, барионами, а может, и еще с чем-то, но связанный с нашим только гравитацией, - его масса притягивается к массам наших частиц. Однако гравитационная сила – самая слабая из всех, поэтому заметить такой мир крайне трудно. Правда, для темного вещества это именно то, что нужно: масса есть, а света нет.
        Если атомы зеркального вещества или же зеркальные микрометеориты будут пролетать через солнечную систему, они под действием сил гравитации должны проваливаться внутрь Солнца или ближайшей к нему планеты – масса притягивает их, а сопротивления движению наше вещество им не оказывает. Таким образом, внутри Земли или Солнца могли бы существовать сгустки зеркального вещества. А хорошо известно, что поверхность Солнца колеблется и пульсирует, и одно из возможных объяснений – движение плотного ядра в сердцевине Солнца. Доказательство? Нет, только намек на его возможность.
        В одном из своих выступлений, посвященных проблемам зеркальных частиц, академик Л.Б. Окунь сказал, что через зал, слушающий лекцию о зеркальном веществе, в данный момент может пролетать космический корабль из зеркального вещества и никто из слушателей не заметит столь знаменательного события – так неощутимы проявления этого вида материи.

        Слово за экспериментом...

        Большинство из перечисленных кандидатов в темное вещество исследователи надеются зарегистрировать, идут работы над экспериментальными установками.
        Фоновое поле аксионов может быть источником электромагнитного излучения, в принципе, доступного для регистрации микроволновыми приборами. Чувствительность, необходимая для регистрации космических аксионов, близка к пределам современной техники, но техника развивается быстрыми темпами.
        Тяжелые фотино могли бы регистрироваться специальными детекторами, которые чувствуют незначительное повышение температуры. Один такой детектор разрабатывает Блез Кабрера** из Стенфордского университета, известный тем, что несколько лет назад зарегистрировал сигнал от прохождения магнитного монополя. Его детектор будет сделан из большого образца сильно охлажденного кремния или другого чистого кристаллического материала. Температура повысится, когда энергия невидимых частиц будет передаваться кристаллу в виде звуковых волн после их ударов об атомы кристалла.
        Космические струны можно заметить по гравитационному воздействию на свет, идущий от звезд, по влиянию на микроволновой фон или по гравитационным волнам от них.
        Решить, кто из кандидатов – лучше, сможет лишь эксперимент.

        Опять микро- и макропереплетения.

        Наша «темная» история подходит к концу, и вряд ли можно надеяться на то, что она прояснила хоть что-то в представлении читателя: идут годы, появляются все новые и новые кандидаты на роль темного вещества, но ситуация не делается более ясной.
        Однако научная работа это чаще всего не фанфары и озарения, а честное перечисление проблем и ошибок. Хочется надеяться, что ситуация с темным веществом примерно обрисована. И особенно хотелось отметить новую стадию взаимодействия наук о микромире и космосе. Если всего несколько лет назад каждый случай их пересечения долго обсуждался как нечто экзотическое, то сегодня получается, что во многих задачах микромир и космос оказываются тесно переплетенными. Долгие годы декларация о том, что Природа едина, оставалась красивой, но, по сути дела, ничем не подкрепленной декларацией. Теперь это не так. И проблема темного вещества, пусть и далекая от решения, есть весьма существенный аргумент в пользу единства микромира и макрокосмоса.

Примечания.

* - Яковлев А. Сколько «весит» нейтрино, газета «Правда», № 141 (22571), 20 мая 1980 года.
Сворень Р.А. Призрак на весах или рассказ о том, как взвешивали невесомое нейтрино // Наука и жизнь, 1980, № 7, с. 26-32.
Новиков И.Д. Гравитация, нейтрино, Вселенная // Наука и жизнь, 1980, № 10, с. 22-28.
Воронов Г.С. Мы живем в океане нейтрино // Химия и жизнь, 1982, № 4, с. 17-22.
Бисноватый-Коган Г.С. Нейтрино во Вселенной // Природа, 1982, № 10, стр. 26-31.

** - Проведя детальные расчеты, Кабрера пришел к выводу, что можно регистрировать примерно по одному монополю в год. Он построил установку и стал ждать. Его терпение было вознаграждено: 14 февраля 1982 года установка зарегистрировала первый монополь. Сообщение взбудоражило научный мир, хотя и было встречено с изрядным скептицизмом. Второй монополь обнаружить не удалось. Более того, другие попытки обнаружить монополи результатов также не дали.

Справка:

Дикке (Dicke Robert Henry) Роберт Генри (1916-1997), американский физик, член Национальной АН (1967). Окончил Принстонский (1939) и Рочестерский (1941) университеты. В 1941-46 работал в Массачусетсском технологическом институте. С 1946 - в Принстонском университете (с 1957 - профессор).

Зельдович Яков Борисович (1914-1987), доктор физико-математических наук (1939), академик АН СССР (1958). В мае 1931 был зачислен лаборантом в Институт химической физики АН СССР (ИХФ), с которым был связан до конца жизни. С 1932 по 1934 учился на заочном отделении физико-математического факультета ЛГУ, который не окончил; позже посещал лекции физико-механического факультета политехнического института. В 1934 принят в аспирантуру ИХФ, в 1936 защитил кандидатскую, а в 1939 – докторскую диссертацию. С 1938 заведовал лабораторией в ИХФ. С февраля 1948 по октябрь 1965 занимался оборонной тематикой, работая над созданием атомной и водородной бомб, в связи с чем удостоен Ленинской премии (1957) и трижды – звания Героя Социалистического Труда СССР (1949, 1954, 1956). Лауреат четырех Сталинских премий (1943, 1949, 1951, 1953).
В 1946 избран членом-корреспондентом АН СССР, а в 1958 академиком. С 1965 по январь 1983 заведовал отделом Института прикладной математики АН СССР. С 1965 профессор физического факультета МГУ, заведующий отделом релятивистской астрофизики Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга (ГАИШ МГУ). С 1977 руководитель Научного совета по горению АН СССР. С 1983 заведующий отделом Института физических проблем АН СССР, консультант дирекции Института космических исследований АН СССР.

Кабрера (Cabrera Blas) Блас, испанский физик, Стэнфордский университет (Калифорния).

Киббл (Kibble Thomas W. В.) Томас, английский космолог.

Кюн (Kuhn Jeffrey) Джеффри, астроном, университет штата Мичиган.

Меллер (Muller Richard) Ричард, астроном, г. Чикаго.

Окунь Лев Борисович (1929 г.р.), доктор физико-математических наук (1961), профессор (1962), академик РАН (1990). Окончил Московский инженерно-физический институт (1953). С 1954 работает в институте экспериментальной и теоретической физики (Москва), в 1956 защитил кандидатскую диссертацию, в 1961 - докторскую, член-корреспондент АН СССР (1966). Основные труды по теории элементарных частиц (теория слабых взаимодействий, составные модели элементарных частиц и др.).

Оорт (Oort Jan Hendrik) Ян Хендрик (1900-1992), нидерландский астрофизик. В 1921 окончил Гронингенский университет. В 1922–1924 работал в Йельской обсерватории (США). С 1924 – сотрудник Лейденской обсерватории, с 1945 – профессор Лейденского университета.

Паули (Pauli Wolfgang) Вольфганг (1900-1958), швейцарский физик-теоретик. В 1945 году награжден Нобелевской премией по физике "за открытие принципа запрета, который называют также принципом запрета Паули" (1925).

Пиблс (Peebles Phillip James E.) Филипп Джеймс Эдвин, американский космолог, эйнштейновский профессор физики в Принстонском университете.
Пиблс П., Физическая космология, пер. с англ., М.: Мир, 1975, 312 с.
Пиблс Ф.Дж.Э. Структура Вселенной в больших масштабах, пер. с англ., М.: Мир, 1983.

Цвикки (Zwicky Fritz) Фриц (1898-1974), швейцарский астроном, проработал большую часть жизни в США, в Калифорнийском технологическом институте.
В 1936 году совместно с С. Смитом впервые предложил применить теорему вириала к скоплениям галактик и показал, что динамическая энергия скоплений слишком велика, если не допустить существования в них скрытой массы.