Группа под руководством Брайана Шмидта

Брайан Шмидт защитил диссертацию на тему сверхновых в Гарвард-Смитсоновском центре астрофизики. Ник Сунцефф работал в Межамериканской обсерватории Серро-Тололо в Чили и занимался сверхновыми с 1989 года. Поскольку они оба были специалистами по сверхновым, то следили за соответствующим проектом, над которым работала группа из Беркли.

Они встретились в Чили, и Шмидт сказал, что думает создать команду, конкурирующую с группой Перлмуттера. Сунцефф сразу же выразил желание к ней присоединиться. Шмидт отдавал должное группе из Беркли, лично Солу Перлмуттеру и признавал заслуги коллег. Благодаря развитию техники и технологий сверхновые наконец стало можно использовать на благо космологии. Группа Перлмуттера оказалась в нужное время и в нужном месте. Шмидт очень сомневался в том, что физики – и даже физики, превратившиеся в астрофизиков, смогут регулярно находить далекие сверхновые. Даже после того как группа из Беркли обнаружила свою первую сверхновую, Шмидт и другие астрономы сомневались в возможностях физиков обеспечить необходимые наблюдения, которые требуется проводить после обнаружения, и анализ полученных данных.

Шмидт и Сунцефф считали, что смогут открывать по три сверхновые типа Ia в месяц, потом согласились на одну. Но вскоре установили новый рекорд по сверхновым – красное смещение открытой ими сверхновой составляло 0,48, а это значило, что она находится на расстоянии 4,9 млрд световых лет. Пока они не могли сказать, относится ли она к типу Ia и будет ли полезна в определении скорости замедления расширения Вселенной. Но это все равно был рекорд.

Группа из Беркли, уже без Карла Пеннипакера, выяснила, как находить сверхновые на регулярной основе через три года после того, как они доказали сами себе, что могут находить дальние сверхновые. Они открыли три в начале 1994 года с помощью телескопа «Исаак Ньютон» (диаметр 2,4 м), потом еще три с помощью 4-метрового телескопа в обсерватории Китт-Пик, в Аризоне. К июню 1995 года у них в портфеле было в целом 11 открытых далеких сверхновых типа Ia. Они представили четыре доклада на конференции, посвященной рождению сверхновых звезд, которая проходила в Испании, в Айгуаблаве. Их метод, разработанный Солом Перлмуттером, описан выше – это работа в периоды вокруг новолуния.

Когда Перлмуттер говорил о сверхновых, он использовал слова «редкие, быстро исчезающие, случайные, беспорядочные». Да, сверхновые являются именно такими, но команда Шмидта и Сунцеффа предпочитала делать упор на тусклости, удаленности и пыли. Они действительно тусклые – но потому что удаленные или из-за пыли? Физиков волновало, как найти дальние сверхновые, а астрономов беспокоило, что делать с этими дальними сверхновыми после того, как они будут обнаружены.

По крайней мере, одна дальняя сверхновая у группы Шмидта имелась, правда, ученые не были уверены, к какому типу она относится. Со Шмидтом, Филипсом и Сунцеффом сотрудничал Бруно Лейбундгут, в частности, он занимался изучением данных по «рекордной» сверхновой – удаленной на 4,9 млрд световых лет. И в одном из своих писем Шмидту он указал, что в спектре этой сверхновой «все еще много галактики» – это означало, что свет от явной сверхновой трудно отделить от света галактики, в которой она находится. Спектр может сказать вам красное смещение галактики, а поэтому и красное смещение находящейся в ней сверхновой. Но чтобы увидеть спектр самой сверхновой, нужно изолировать блеск.

Брайан Шмидт, американский астроном и астрофизик (род. в 1967)

Вначале это попытался сделать Марк Филипс. Через неделю после того как группа узнала о результатах расчетов Марио Хамуя (о том, что это самая дальняя из всех открытых сверхновых), Филипс был готов опустить руки. Он пришел к выводу, что в спектре этой сверхновой соотношение сигнал-шум, то есть полезный свет сверхновой против оптического эквивалента шума галактики, настолько мало, что определить тип сверхновой невозможно. Следующую попытку предпринял Лейбундгут, он попытался отделить свет сверхновой от света галактики несколькими способами, но тоже не смог подтвердить, что сверхновая относится к типу Ia. Филипс предложил Лейбундгуту «вычесть галактику». Это первое действие, которое следует предпринять, если вы пытаетесь получить спектр сверхновой.

Если вы хотите изолировать блеск сверхновой, возьмите спектр части галактики, в которой находится сверхновая, которая заполнена светом галактики, а затем определите спектр другой части галактики, вдали от сверхновой, а после вычтите второй результат из первого. В идеале получится спектр самой сверхновой.

Однако в данном случае свет галактики так подавлял сверхновую, что Лейбундгут не попробовал сделать очевидное. Никто не попробовал. Оказавшись дома в Мюнхене, Лейбундгут разделил интенсивность блеска галактики в целом на десять. Оснований делить именно на десять не было. Спектр галактики все равно останется тем же, качество данных не меняется.

Он просто изменил интенсивность, вычел этот спектр из спектра сверхновой (который также содержал спектр галактики) – и получил спектр сверхновой. Таким образом и Лейбундгут, и Филипс поняли, что имеют дело с настоящим типом Ia.

Тем временем произошли большие изменения в астрономии. Наукой больше нельзя было заниматься в одиночестве. Именно поэтому и формировались группы, в которые входили люди часто очень разных специальностей. Появлялись новые технологии, техника становилась все сложнее и сложнее, в одиночку невозможно стало охватить все. Нельзя было просто изучать небеса и все на них. Кто-то занимался планетами, а кто-то звездами, или галактиками, или Солнцем. И просто звезды уже никто не изучал. Основной упор стали делать на взорвавшиеся звезды, а из взорвавшихся надо было выбрать, например, тип Ia. Кто-то специализировался на механизме, ведущем к термоядерному взрыву, или на металлах, которые появляются в результате взрыва, или на том, как использовать свет этого взрыва для определения скорости замедления расширения Вселенной, на фотометрии или спектроскопии.

Группа Шмидта и Сунцеффа, продолжившая работу, в сентябре 1994 года состояла из 12 человек в пяти учреждениях на трех континентах. Сунцефф заявил, что они должны привлекать к работе молодежь. Это могли быть выпускники вузов соответствующей специализации и аспиранты. В группе следили за справедливым распределением обязанностей и за тем, чтобы именно тот, кто выполнил большую часть работы по тому или иному направлению, указывался первым среди авторов соответствующих статей и ездил на конференции, потому что в научных кругах часто происходит наоборот: штатный профессор получает всю славу, а аспирант оказывается без работы. Выбранный подход способствовал быстрому продвижению вперед.

Адам Рисс, американский астрофизик, глава программы обнаружения удаленных сверхновых. Его группе удалось отследить расширение Вселенной на этапах до 10 млрд лет назад (род. в 1969)

Позже к группе присоединился Адам Рисс, который в дальнейшем вместе с Брайаном Шмидтом и Солом Перлмуттером получил Нобелевскую премию по физике за открытие ускоренного расширения Вселенной посредством наблюдения дальних сверхновых. Его диссертация была посвящена исследованию сверхновых звезд типа Ia, он хотел решить проблему стандартизации сверхновых типа Ia. Как и у Филипса, форма кривой блеска Рисса позволяла определить яркость, присущую конкретной сверхновой, но, в отличие от метода Филипса, Рисс нашел способ определить степень ошибки, то есть качество результата оценивалось количественно. Но пока Рисс не имел возможности проверить свой метод на реальных данных и обратился к Марио Хумаю за данными. Вначале Хумай не хотел делиться наработками (до публикации они остаются вашими и только вашими), но не смог отказать настойчивому аспиранту. Рисс получил 13 кривых блеска, и через несколько недель Хумай в свою очередь получил письмо от Рисса с сообщением о том, что придуманный молодым человеком метод работает.

И статья Хумая по 13 сверхновым, и статья Рисса о его методе вышли в одном номере «Астрофизического журнала» в январе 1995 года. Оба автора также попытались вывести значение постоянной Хаббла. У Хумая получилось 62–67 (км/с)/Мпк, а у Рисса 67 ± 7 (км/с)/Мпк. Если постоянная Хаббла равна 50, это означает, что возраст Вселенной составляет около 20 млрд лет. Если постоянная Хаббла выше 60, это означает, что Вселенной около 10 млрд лет и она получается моложе своих самых старых звезд. Сандадж, наследник Хаббла, который очень трепетно относился к параметру своего учителя, настаивал, что постоянная Хаббла должна быть меньше 60, поскольку этого требует возраст Вселенной. Другие астрономы получали данные в диапазоне от 50 до 100 (км/с)/Мпк. Рисс и Киршнер опубликовали еще одну статью, используя данные Хумая, на этот раз – об изучении движения галактик.

Тем временем Брайан Шмидт приехал работать в Чили, где у группы было забронировано время для работы на телескопе в обсерватории Серро-Тололо. За осень 1995 года группа открыла 11 сверхновых. Конечно, астрономы все еще зависели от погодных условий, а в Чили еще время от времени случались землетрясения, но работать в целом, конечно, стало проще. Вселенная состоит из миллиардов галактик, звезды взрываются постоянно, так что сверхновых там тысячи, если не миллионы. Просто нужно было научиться их находить. Но теперь работа по открытию и анализу данных была, можно сказать, поставлена на конвейер.