Почему небо темное. Как устроена Вселенная

В конце 1997 года обе команды активно анализировали накопленные данные. В были собраны наблюдения для 16 сверхновых типа Ia. Их окончательным анализом занимался Адам Раисе, который с 1996 года работал в Калифорнийском университете в качестве постдока Алексея Филиппенко. В декабре 1997 года стало совершенно ясно, что наблюдения приводят к очень странному выводу — если предположить, что = 0, то суммарная плотность барионного и небарионного вещества (_m), как следовало из формального решения, должна быть отрицательной, что, конечно, не имело смысла. Следовательно, космологическая постоянная должна быть больше нуля! Филиппенко пишет: «У меня отвисла челюсть, когда Адам показал мне построенную им диаграмму Хаббла[25] и вывод, что сверхновые на больших z примерно на 0.^m25[26] слабее, чем ожидается в модели Вселенной с низкой плотностью». Удивление Филиппенко объяснялось тем, что, если сверхновые выглядят слабее на четверть звездной величины, то, значит, они находятся от нас дальше, чем следовало из принимаемой в то время космологической модели. Простейшим объяснением этого факта является существование глобального отталкивания, антигравитации, введенной Эйнштейном в виде -члена в свои уравнения, которое приводит к тому, что расширение Вселенной не замедляется под действием гравитации, а, наоборот, ускоряется. Члены не ожидали такого результата и настойчиво искали у себя ошибку. И тут до них стали доходить слухи, что группа Перлмуттера тоже обнаружила что-то странное!

В конце 1997 года у группы SCP накопились наблюдения примерно для четырех десятков далеких сверхновых. В октябре — ноябре участники SCP несколько раз представляли свои результаты на семинарах Калифорнийского университета. В частности, на этих выступлениях звучало, что для плоской Вселенной получается _m ~ 0.3 и, соответственно,  ~ 0.7. Если же зафиксировать, что = 0, то _m 0, что не имеет физического смысла. Эти результаты рассматривались членами SCP как сугубо предварительные и они, как и участники HZT, максимально тщательно перепроверяли свои результаты, стараясь убедить в первую очередь самих себя, что Вселенная, действительно, расширяется с ускорением.

Первый повод официально объявить об открытии ускоренного расширения Вселенной появился в самом начале следующего года. 8 января 1998 года на съезде Американского астрономического общества Сол Перлмуттер представил результаты своей группы для 40 сверхновых и указал на свидетельства в пользу ненулевой космологической постоянной. Перлмуттер подчеркнул предварительность этого заключения, а также то, что наблюдательные данные можно объяснить и без ускорения. Видимо поэтому представители прессы практически не обратили внимания на это выступление. Представители команды , конечно, присутствовали на съезде, но, поскольку ряд проверок все еще не был завершен, они решили пока не объявлять о своих результатах. Но, как написал Филиппенко, «члены не преминули заметить, что результаты SCP указывали на тот же вывод, что сделал Адам (Раисе) по данным ».

К середине февраля обе группы были уже уверены в своих результатах. 18 февраля на конференции, посвященной изучению скрытой массы («Dark Matter 98», Marina Del Rey, California), прозвучали доклады, провозгласившие открытие ускоренного расширения. Сначала прозвучали доклады членов SCP Герсона Голдхабера и Сола Перлмуттера, а затем выступил Алексей Филиппенко, представивший результаты HZT. Обе группы пришли к одинаковому заключению — плотность вещества Вселенной составляет примерно 0.3 (в долях критической плотности) и Вселенная расширяется с ускорением, ответственным за которое является космологическая постоянная, причем  ~ 0.7.

Подробная статья с описанием этих результатов командой была отправлена в печать в марте и опубликована в сентябре 1998 года. Члены SCP чуть задержались — их обобщающая публикация была готова осенью, а вышла лишь летом 1999 года. Впрочем, для приоритетных споров повода нет — результаты были получены и публично представлены практически одновременно.

Выборка команды SCP насчитывала 42 сверхновые, у группы HZT их было только 16, однако данные для этих звезд были более точными. В итоге результаты обеих групп обладали примерно одинаковой статистической значимостью, причем они были получены практически независимо друг от друга — группы почти не пересекались по составу (за очень редкими исключениями), выборки далеких SN Ia были разными (только две общие звезды), анализ данных производился независимо и разными методами. Хорошее согласие результатов двух групп заставило астрономическое сообщество серьезно воспринять их кажущийся фантастическим результат[27].