Именно такую идею предложил в 1990-х гг., выступая перед группой своих студентов и постдоков в Гарвардском университете, Роберт Киршнер, входивший ранее в состав команды, открывшей темную энергию в 1998 г.{11} Киршнер считался очень опытным астрономом-наблюдателем, отличавшимся тщательностью и осмотрительностью в своих исследованиях. Он был также уважаемым наставником Адама Рисса и Брайана Шмидта, о которых я буду рассказывать подробнее. В конце 1980-х и начале 1990-х гг. стало понятно, что для решения вопроса о разбегающейся Вселенной и согласования ее движения с ее содержимым лучше всего охотиться за сверхновыми. Однако для правильного использования этих линеек требовалось, прежде всего, научиться обнаруживать сверхновые на больших расстояниях и тщательно их откалибровать. Этот вызов приняли одновременно две независимые команды на Восточном и Западном побережье США. Первой в гонку вступила группа «Проект „Космология со сверхновыми“» (Supernova Cosmology Project) в Калифорнийском университете Беркли, выигравшая конкурс Национального научного фонда США, связанный с организацией междисциплинарных исследовательских центров по указанной проблеме. Центр астрофизики частиц в Беркли предложил «брак» двух дисциплин физики с совершенно разными направлениями: физики частиц и астрофизики. Это был союз для изучения истинно микроскопического с истинно макроскопическим. Второй группой ученых стала «Команда для поиска сверхновых на больших Z» (High-Z Supernova Search Team) в Гарвард-Смитсоновском центре астрофизики, состоявшая первоначально из опытных астрономов-наблюдателей, которые оттачивали свои знания на инструментах и телескопах, разбросанных по всему миру в высокогорных и сухих местах. В конце 1980-х гг. теория Большого взрыва была подтверждена данными измерений реликтового излучения и данными других экспериментов, а затем внимание ученых сосредоточилось на новых проблемах космологии, относящихся к будущей судьбе Вселенной. Это потребовало от астрономов тщательной инвентаризации уже самой Вселенной и ее отдельных частей. Александр Фридман получил для уравнений поля в теории Эйнштейна три класса динамических решений, ни одно из которых не соответствует статичному, стабильному состоянию Вселенной. Вопрос состоял лишь в том, какое из них реально описывает ее эволюцию. Содержит ли Вселенная достаточное количество материи для того, чтобы ее расширение постепенно замедлилось и она после достижения некоторого максимального размера замерла бы и начала сокращаться? В такой Вселенной пространство должно быть бесконечным, и она сама по форме будет напоминать поверхность сферы. Или наша Вселенная содержит недостаточное количество материи (и эта материя очень разрежена), вследствие чего она будет расширяться вечно и безостановочно? Пространство в этом случае должно быть бесконечным, но сама Вселенная будет иметь седлообразную форму. Или же наша Вселенная содержит столько материи, сколько необходимо для достижения полного равновесия? Наконец, возможен ли последний, третий вариант, при котором Вселенная содержит как раз такое количество материи, которого должно хватить до достижения замедления расширения и даже возможной остановки? В этой «справедливой Вселенной» пространство должно быть бесконечным, но плоским, и все условия в ней будут очень точно сбалансированы. Условно три описанных варианта в астрофизике часто называют Большой хруст (слишком много материи), Большое замерзание (недостаток материи) и Вселенная Златовласки или Обитаемая Вселенная (полный баланс). Схематически три варианта развития Вселенной представлены на рисунке.

Мы видим, что точное определение всего лишь одной величины (скорости изменения расширения Вселенной) должно позволить астрономам узнать, какое из предложенных решений наилучшим образом описывает нашу Вселенную, и, следовательно, приблизительно определить ее форму и содержание в ней материи. Начиная с 1980-х гг. стало ясно, что галактики содержат некую темную материю и она как-то «размазана» в межгалактическом пространстве. Как отмечалось выше, вклад материи в важнейшую для рассматриваемых проблем величину омеги составляет 0,3. Может ли в этом случае космологическая постоянная равняться 0,7? Единственным выходом из ситуации представляется продолжение исследований: сбор дополнительных данных, расширение диаграммы Хаббла, проверка возможностей любого изменения скорости расширения Вселенной в прошлом.

Одной из важнейших целей группы в берклиевском Центре астрофизики частиц после получения финансирования в 1988 г. стал поиск сверхновых. Первоначально Центр занимался в основном изучением темной материи и одновременно учетом полного количества вещества во Вселенной. Используя сверхновые в качестве стандартных свечей, исследователи пытались определить, какое из предложенных выше решений уравнений Эйнштейна (Большой хруст, Большое замерзание или Обитаемая Вселенная) наилучшим образом описывает судьбу нашей Вселенной. Поиски сверхновых, начатые еще Цвикки, продолжаются до сих пор, но с самого начала было очевидно, что Центру необходимо выработать некую новую, хорошо спланированную и разумную стратегию организации процесса наблюдений. Необходимо было не только научиться обнаруживать большие партии сверхновых, рассеянных где-то в космосе, но и «ловить» их, когда они взрываются, то есть обладают максимальной яркостью. Теоретические расчеты показывали, что взрывы сверхновых в каждой галактике должны происходить примерно раз в столетие, поэтому единственная возможность увеличения числа таких наблюдений состоит в одновременном наблюдении за возможно большим числом галактик. Члены команды Университета Беркли Сол Перлмуттер и Карл Пеннипакер не были опытными астрономами и предполагали, что им удастся решить поставленную задачу за пару лет. Они планировали организовать автоматизированную систему поиска сверхновых, разработанную в начале 1970-х гг. Стирлингом Колгейтом из Национальной лаборатории Лос-Аламос. Колгейт, наследник империи зубной пасты, обладал яркой индивидуальностью и считался талантливым и даже выдающимся физиком-ядерщиком. В середине 1970-х гг. он занимался установкой 76-сантиметрового телескопа в пустыне Нью-Мексико и его программированием для слежения за различными галактиками с заданной периодичностью от 3 до 10 секунд. Автоматическая работа телескопов в те времена уже становилась привычным делом, но Колгейт стал пионером в комплексном использовании автоматизации поиска транзиентных сверхновых. До этого при регистрации сверхновых, чтобы заметить на снимке появление новой ярко светящейся точки, астрономам приходилось сравнивать снимки одних и тех же участков галактик, сделанные с разницей в несколько недель. Обычно сверхновая бывает настолько яркой, что затмевает всю свою галактику. Колгейт выбрал очень удачную стратегию поиска, но поле наблюдения его автоматизированного телескопа было очень малым, вследствие чего он не добился заметных успехов.

Проанализировав опыт работы Колгейта, Перлмуттер и его коллеги поняли, что для повышения эффективности поиска необходимо существенно расширить площадь наблюдаемых участков неба, где проводятся поиск, идентификация и детальное изучение сверхновых. После перехода в Национальную лабораторию имени Лоуренса в Беркли Перлмуттер поступил в аспирантуру, а затем остался в группе постдоком. 17 мая 1986 г. команда из Беркли, уже совместно с Перлмуттером, смогла обнаружить свою первую сверхновую. К этому моменту в состав команды входили, помимо самого Перлмуттера, только Пеннипакер, Ричард Миллер и несколько студентов. Они были настроены излишне оптимистично и даже надеялись, что смогут обнаруживать около сотни сверхновых в год. Однако все найденные ими в начале работы сверхновые располагались в нашей локальной Вселенной настолько близко, что в этих космологических масштабах не имело смысла рассуждать о проявлении интересующих исследователей отклонений от закона Хаббла. Но это были базовые сверхновые, которые помогли выделить и отточить знание о данном классе объектов как стандартных свечей. Программа развивалась медленно, сверхновые обнаруживались с трудом (две первые были детектированы только в 1986 и 1987 гг.), вследствие чего группа обратилась с просьбой о финансировании установки своей камеры на телескопе в Австралии, чтобы расширить область наблюдений и включить в нее южную полусферу, надеясь повысить этим количество регистрируемых вспышек. Работа ученых мотивировалась надеждой обнаружить новые сверхновые и предсказать на этой основе возможную судьбу Вселенной. Благодаря особой яркости сверхновые легко заметить и зарегистрировать, несмотря на неизбежное падение излучения из-за огромных расстояний. И в потрясающем проявлении космической удачи на самом деле нет ничего, кроме чистой удачи, так как увеличение их яркости и затухание происходят за вполне разумное время в несколько недель, что делает эти события очень удобными для человечества, чтобы их отслеживать. Счастливый момент появления вспышки — крайне редкое явление во Вселенной, так как обычно в космосе большинство процессов продолжаются миллионы лет и больше! Все эти факторы усложняют наблюдение за сверхновыми. Они действительно являются «редкими, быстрыми и случайными»{12}.