Сверхновые Ia (SN Ia) удобны для измерения расстояний и определения геометрии Вселенной по нескольким причинам. Во-первых, это очень яркие объекты, богатую информацию о которых мы можем получать, даже если они взрываются в очень далеких галактиках с большими красными смещениями z . Во-вторых, SN Ia на первый взгляд кажутся вполне однородным классом, если судить по их спектрам и формам кривых блеска. Когда-то считали, что их можно прямо использовать как стандартные свечи: казалось, что максимумы абсолютной светимости у разных сверхновых одинаковы, однако это не так. Более внимательное изучение SN Ia показало различия внутри этого класса.
В 1977 году Ю. П. Псковский из ГАИШа показал, что максимумы блеска SN Ia не одинаковы. Надо сказать, что этот результат Псковского не признавался западными учеными очень долго — до начала 1990-х годов. Псковский также нашел важнейшую для космологии зависимость между максимальной светимостью SN Ia и скоростью последующего ослабления блеска: оказалось, что блеск при более мощных вспышках спадает медленнее, чем при слабых. Эта зависимость впоследствии активно изучалась многими исследователями SN Ia, особенно подробно — Филлипсом (после 1993 года), на основе наблюдений близких к нам сверхновых с небольшим красным смещением z.
Когда астроном открывает сверхновую с большим z , он определяет темп спада блеска после максимума. Расстояния до сверхновой он не знает, но если блеск спадает медленно, он может считать, что сверхновая мощная, то есть узнает истинную светимость “свечи”. А по видимому блеску “свечи” узнает расстояние. Таким образом применение зависимости Псковского — Филлипса, которая только и позволяет провести “стандартизацию свечи”, дает возможность оценить светимость сверхновой, а значит, и фотометрическое расстояние до нее. Однако зависимость Псковского — Филлипса является корреляционной, а не функциональной, то есть она выполняется только в среднем, поэтому каждое индивидуальное измерение может привести к большим ошибкам.
АДЧ: “Ускоренное космологическое расширение было обнаружено в прямых астрономических наблюдениях на расстояниях в несколько миллиардов световых лет, почти у края видимой Вселенной. (Здесь следует уточнить, что при “прямых наблюдениях” ускорение измерить нельзя. — С. Б. ) Но измерить ускорение галактик впервые удалось лишь десять лет назад в результате длительных систематических наблюдений, проводившихся двумя независимо работавшими группами астрономов”.
В конце 1980-х годов группа физика Сола Перлмуттера из Беркли начала программу по поиску далеких сверхновых с целью использовать их красные смещения и расстояния до них для изучения типа расширения Вселенной (параболический, закрытый или же гиперболический мир). Другая команда сформировалась вокруг Адама Риса и Роберта Киршнера в 1996 году.
Реально измерялась только зависимость расстояния от красного смещения — то есть строилась все та же диаграмма Хаббла. Делалось примерно то же, что делали Вирц и Хаббл, но с гораздо более высокой точностью.
До работ по сверхновым Ia из трех указанных выше моделей Вселенной обычно всерьез принимались только те теории, которые рассматривают торможение под действием взаимного тяготения вещества во Вселенной. Большинство астрономов не ожидало получить данные, которые можно истолковать как ускорение расширения, хотя такие модели Вселенной давно уже были построены: де Ситтером (для пустой Вселенной) и Фридманом (для непустой) с лямбда-членом. Впрочем, иногда при появлении особенностей, например в распределении квазаров по красному смещению, возникала мода на модели с лямбда-членом. Эти модели выдвигались И. С. Шкловским и Н. С. Кардашевым в 1967 году. Но потом особенности “рассасывались”, и мода проходила. Серьезные аргументы в пользу реальности лямбда-члена приводила Беатриса Тинсли с коллегами в 1975 — 1978 годах на основе сопоставления возраста Вселенной и шаровых звездных скоплений. Тогда казалось, что шаровые скопления старше Вселенной в моделях без ускорения. Но это противоречие тоже “рассосалось”.
А в 1998 году диаграмма Хаббла для SN Ia показала, что многие из них находятся от нас чуть дальше, чем в моделях с торможением. Ускорение расширения Вселенной могло бы объяснить увеличение расстояния.
7. Темная материя и темная энергия
Читать дальше
