Карта Вселенной. Главные идеи, которые объясняют устройство космоса

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.

Обе команды регулярно, несколько раз в год, просматривали большие участки неба — прежде всего после новолуния, когда фон неба отличается особой чернотой, необходимой для получения высокой контрастности, создавая базовый набор изображений. Через три недели астрономы повторно получали изображения этих же участков неба и сравнивали их со снимками первого набора. На контрастных снимках после соответствующей обработки легко заметить возможный взрыв сверхновой за прошедшее время. Поскольку сверхновые типа Iа не очень распространены, исследователи обеих команд сумели решить проблему, применив статистические методы. Обе группы увеличили число проверяемых галактик, в результате чего каждое изображение может содержать до нескольких сотен тысяч галактик. При таком режиме сканирования для дальнейшей, более тщательной обработки обычно отбирается около 10 штук на изображение. Конечно, как только кандидаты отмечены, группам необходимо следить за ростом и падением яркости объектов, чтобы построить кривые блеска. Дальнейшие работы требуют соответствующим образом распределенного по времени включения в эксплуатацию телескопов, размещенных в разных местах Земли, что позволяет получить необходимые спектральные характеристики, проверить принадлежность данной сверхновой к требуемому типу Iа, а также определить для нее величину красного смещения и, следовательно, расстояние до нее[20]. При этом обе команды оказались вовлечены в активную переписку, связанную c заявками и организацией наблюдений с использованием наземных телескопов, запросов наблюдательного времени, и подготовку командировок наблюдателей для обработки и анализа данных. Это была «конвейерная линия», которая требовала сотрудничества и совместной работы. После первого года и двух сделанных усилий по поиску новых сверхновых обе команды стали «хорошо смазанными машинами» этого «конвейера».