Приямвада Натараджан - Карта Вселенной [Главные идеи, которые объясняют устройство космоса]

Совершенствуя инструменты за счет создания более мощных телескопов и более чувствительных детекторов, астрономы непрерывно проникали все дальше в глубины космоса и, соответственно, в его далекое прошлое. Проблема по-прежнему упиралась в охоту за сверхновыми. Исследователи надеялись измерить скорость расширения Вселенной с эпохи Большого взрыва и даже уловить начало замедления этого процесса, поскольку все они верили в уменьшение скорости ее расширения из-за действия сил гравитации, которые должны были сыграть роль космологического «тормоза». Поэтому полной неожиданностью и озадачивающим сюрпризом для всех стало практически одновременное обнаружение двумя независимыми группами, занимающимися анализом далеких сверхновых, что Вселенная ведет себя совершенно противоположным образом, а именно: процесс ее расширения не только не замедляется, но ускоряется.

При взрыве массивных звезд могут образовываться сверхновые еще одного типа (получившие обозначение тип или класс IIs), которые не могут использоваться в качестве стандартных свечей из-за того, что свойства взрывающихся звезд полностью определяются их яркостью. В качестве стандартных свечей могут использоваться только сверхновые упомянутого класса Iа, представляющие собой крошечные белые карлики, замкнутые в двойной системе и захватывающие газ звезды-компаньона. Стандартом для этого класса сверхновых является одинаковый пик яркости, а также шаблонный вид кривых, описывающих уменьшение блеска после максимума, который наблюдается вслед за взрывом. Форма кривой блеска и яркость пикового значения являются двумя основными характеристиками, позволяющими калибровать и использовать сверхновые этого класса в качестве стандартов при измерениях.

К этому времени появилась новая методика цифровой обработки изображений, которая совершенно преобразовала не только технику регистрации, применявшуюся Цвикки в 1940-х и 1950-х гг., но и методы Колгейта 1970-х гг. Программное обеспечение обработки визуальной информации позволило очень быстро получать, обрабатывать и сравнивать крупномасштабные изображения, а также выявлять на них вспышки сверхновых, организовывать сбор массивов данных, их просмотр и расчет соответствующих кривых блеска. Этот подход радикально изменил раздел космологии, связанный с изучением сверхновых. Выше уже говорилось о том, как в свое время использование фотопластинок и постоянная регистрация состояния ночного неба изменили космологию и способствовали работе Хаббла. Подобно этому развитие новейшей аппаратуры и цифровой обработки изображений существенно продвинуло границы астрофизики далеко за пределы, достигнутые самим Хабблом. Методика обработки астрономических изображений в масштабе реального времени продолжает бурно развиваться по мере повышения быстродействия компьютеров и разработки все более сложных алгоритмов и программного обеспечения.

В начале 1990-х гг. соперничество между двумя командами обострилось. Обе группы добились внушительных успехов в обработке данных и совершенствовании возможностей используемых телескопов. Проект «Космология со сверхновыми» формально перешел под руководство Перлмуттера в Беркли. Успехи программы были в основном связаны с развитием программного обеспечения, позволяющего автоматически находить сверхновые, вычитая часть изображений, получаемых от одного и того же участка неба с интервалом в несколько недель. К середине 1990-х гг. Перлмуттер и сотрудничающие с ним астрономы из разных стран Европы, Южной Америки и Австралии обнаружили множество сверхновых. После первых 10 лет вялых успехов группы эти достижения побудили к созданию одного из крупнейших телескопов в мире. Наконец-то сверхновые стали использоваться именно в соответствии с начальным замыслом, то есть в качестве стандартных свечей, реально применяемых при измерении расстояний во Вселенной. Члены обеих исследовательских групп проекта «Космология со сверхновыми» и «Команда больших Z» к этому времени уже работали в разных местах планеты и имели привилегированный доступ ко множеству телескопов. «Команда больших Z» формально была утверждена в 1994 г. под руководством Шмидта в обсерваториях Маунт-Стромбо и Сайдинг-Спринг (Австралия). Соответствующий национальным стереотипам Шмидт, мягко говорящий австралиец с большими блестящими глазами, был спокойным человеком, а истинно американский ключевой член команды Рисс — сильным, и вместе они составляли мощный гармоничный дуэт. К 1993 г. стало ясно, что сверхновые типа Iа имеют переменную яркость и поэтому не являются идеальными стандартными свечами. Поскольку некоторые члены «Команды больших Z» (включая Киршнера и Филиппенко) уже считались общепризнанными экспертами в изучении сверхновых, команда в целом решила сконцентрировать свое внимание на детальном исследовании физики таких взрывов. Были поняты и объяснены небольшие различия в поведении этих звезд, а также показано, что более яркие взрывы типа Iа затухают медленнее, чем слабые. Два члена «Команды больших Z», чилийский астроном Марио Хамью и Рисс (тогда еще учившийся в аспирантуре Гарварда), показали, каким образом следует использовать кривые, полученные при измерении роста и спада блеска взрывающихся звезд для калибровки сверхновых типа Iа в качестве стандартных свечей. Для этого необходимо оценить ослабление блеска пылью в галактике, где взрывается сверхновая. Хамью и Рисс разработали метод для коррекции такого затемнения и точного определения максимальной яркости сверхновых. Учет эффектов затемнения для корректировки данных имел решающее значение для использования сверхновых в качестве космических линеек.