Как происходит поиск вспышек сверхновых? Несмотря на всю масштабность этих событий, они случаются настолько далеко, что до Земли доходят в виде кратковременного появления слабо светящегося объекта. Типичная продолжительность вспышки сверхновой – около 20 дней. Из-за расширения Вселенной наблюдаемая продолжительность в 1 + z раз больше. Уже одно это подтверждает факт расширения Вселенной.

Астрономы ежедневно делают снимки всего неба и сравнивают их со вчерашними. Если на снимках появляется новый точечный светящийся объект и проверка показывает, что это не ошибка и не известный переменный объект, то с большой вероятностью наблюдается либо вспышка сверхновой, либо событие микролинзирования. И то и другое очень интересует астрономов разных специализаций и требует продолжительного наблюдения этого объекта. Наблюдение должно вестись непрерывно днем и ночью, поэтому его нужно проводить в обсерваториях по всему миру.

Именно поэтому астрономы не оставляют новые объекты для личного наблюдения, а рассылают информацию всем подписавшимся на ее получение. В случае, если объект оказывается сверхновой типа Ia, что определяется по ее спектру, строится ее кривая блеска. По наблюдениям сверхновых типа Ia на близких расстояниях выяснилось, что светимость в максимуме все-таки немного меняется и для повышения точности следует ввести небольшую поправку, определяемую по форме кривой блеска. Именно светимость в максимуме и определяют при наблюдениях вспышек сверхновых. Кроме того, наблюдения спектра дают нам значение z-фактора.

Наблюдениями сверхновых типа Ia для задач космологии занимались сразу несколько групп. Вначале результаты их наблюдений вполне укладывались в теорию Фридмана, предсказывающую замедление расширения Вселенной. Как мы отмечали в разделе 2.6.1, это замедление описывается так называемым космологическим параметром замедления q, который всегда положителен в моделях Фридмана. Но все изменилось после того, как в 1998 г. вначале группа Адама Рисса, а затем группа Саула Перлмуттера объявили, что по данным их наблюдений Вселенная расширяется с ускорением и параметр замедления отрицателен. Соответствующие статьи были опубликованы в 1998 и 1999 гг. Это открытие, перевернувшее космологию, стало возможным благодаря повышению точности за счет увеличения выборки и введения описанной выше поправки. Кроме того, стало ясно, что до какого-то момента скорость разбегания галактик уменьшалась, достигла минимального значения, а затем стала увеличиваться[80]. Это произошло при z ~ 0,645 или около 6,2×109 лет назад. Это является убедительным доказательством существования космологической постоянной или чего-то похожего на нее, что в настоящее время называется темной энергией.

Попутно это открытие решило еще одну проблему. Дело в том, что оценки возраста Вселенной, полученные из модели Фридмана, были меньше возраста самых старых из наблюдаемых звезд, что, конечно же, абсурдно. Если же Вселенная в течение какого-то времени расширяется с ускорением, то эта проблема снимается.

За это открытие Саул Перлмуттер, Адам Рисс и Брайан Шмидт получили Нобелевскую премию по физике 2011 г. Приведем некоторые подробности этого открытия на примере работы группы Перлмуттера. Они измерили параметры 42 сверхновых типа Ia с z-факторами от 0,17 до 0,83, из которых только 2 сверхновые имели z < 0,3, а для калибровки использовали выборку из 18 сверхновых с z-факторами от 0,02 до 0,10. Кроме того, они рассматривали случай, когда вместо космологической постоянной действует темная энергия с уравнением состояния (2.33), и пришли к выводу, что этот вариант не обеспечивает лучшего согласия с наблюдательными данными.

Немного позже космологи получили и возможность использовать что-то похожее на стандартную линейку. В ряде работ это называется барионными акустическими колебаниями (сокращенно BAO – baryon acoustic oscillations). В других работах пишут о кластеризации (скучивании) галактик или о крупномасштабной структуре. Попробуем объяснить простыми словами основную идею этого непростого явления. Как мы уже писали, в ранней Вселенной возникли и росли флуктуации плотности. При этом к областям повышенной плотности стекалось вещество из окружающих слоев. Темная материя спокойно падала на эту область, а обычной материи препятствовало возрастающее давление. В результате вокруг этой области появлялась волна плотности, распространяющаяся наружу со скоростью c/√3 (это значение было получено Яковом Зельдовичем). За время до рекомбинации волна достигла вполне определенного радиуса. После рекомбинации Вселенная стала прозрачна для излучения и излучение перестало быть «вмороженным» в материю. Условия роста флуктуаций изменились. Из них стала формироваться крупномасштабная структура Вселенной, в частности области образования галактик. Галактика, образовавшаяся в центре этой области, имеет наибольшее число соседей на расстоянии, равном радиусу этой волны. В настоящее время с учетом расширения Вселенной это расстояние близко к 150 Мпк. Таким образом, вероятность того, что две галактики будут находиться на расстоянии 150 Мпк, будет несколько выше, чем при случайном распределении.

Этот эффект наблюдается во всех достаточно больших каталогах галактик, в частности на Слоуновском цифровом обзоре неба (Sloan Digital Sky Survey – SDSS). На рис. 5.2 показана корреляционная функция[81] зависимости от расстояния между галактиками, показывающая отличие числа галактик на данном расстоянии от случайного. Основной особенностью этого графика является пик, соответствующий тому самому расстоянию около 150 Мпк. Параметры этого пика зависят от космологических параметров и позволяют наложить на них ограничения.

Третий способ получить ограничения на космологические параметры не требует наличия стандартных объектов. Это форма спектра мощности реликтового излучения, изображенного на рис. 3.2, т. е. распределение флуктуаций по гармоникам. Существуют достаточно сложные методы расчета формы этой кривой, в которых в качестве входных параметров задается ряд космологических параметров. Кроме плотностей разных компонентов ΩΛ, Ωm и Ωb[82] задаются также параметр, характеризующий форму спектра флуктуаций, количество сортов нейтрино и другие параметры. Полученная форма сравнивается с наблюдаемой, и выбираются оптимальные значения параметров. В частности, форма кривой сильно зависит от значения Ωb. Некоторые из этих параметров получают непосредственно, например ΩΛ. Некоторые из них получают в комбинации, например Ωmh2 и Ωbh2. Однако следует отметить, что отношение Ωb/Ωm не зависит от h.