Новый Мир ( № 11 2008)

Сверхновые Ia (SN Ia) удобны для измерения расстояний и определения геометрии Вселенной по нескольким причинам. Во-первых, это очень яркие объекты, богатую информацию о которых мы можем получать, даже если они взрываются в очень далеких галактиках с большими красными смещениямиz

. Во-вторых, SN Ia на первый взгляд кажутся вполне однородным классом, если судить по их спектрам и формам кривых блеска. Когда-то считали, что их можно прямо использовать как стандартные свечи: казалось, что максимумы абсолютной светимости у разных сверхновых одинаковы, однако это не так. Более внимательное изучение SN Ia показало различия внутри этого класса.

В 1977 году Ю. П. Псковский из ГАИШа показал, что максимумы блеска SN Ia не одинаковы. Надо сказать, что этот результат Псковского не признавался западными учеными очень долго — до начала 1990-х годов. Псковский также нашел важнейшую для космологии зависимость между максимальной светимостью SN Ia и скоростью последующего ослабления блеска: оказалось, что блеск при более мощных вспышках спадает медленнее, чем при слабых. Эта зависимость впоследствии активно изучалась многими исследователями SN Ia, особенно подробно — Филлипсом (после 1993 года), на основе наблюдений близких к нам сверхновых с небольшим красным смещениемz.

Когда астроном открывает сверхновую с большимz

, он определяет темп спада блеска после максимума. Расстояния до сверхновой он не знает, но если блеск спадает медленно, он может считать, что сверхновая мощная, то есть узнает истинную светимость “свечи”. А по видимому блеску “свечи” узнает расстояние. Таким образом применение зависимости Псковского — Филлипса, которая только и позволяет провести “стандартизацию свечи”, дает возможность оценить светимость сверхновой, а значит, и фотометрическое расстояние до нее. Однако зависимость Псковского — Филлипса является корреляционной, а не функциональной, то есть она выполняется только в среднем, поэтому каждое индивидуальное измерение может привести к большим ошибкам.

АДЧ:“Ускоренное космологическое расширение было обнаружено в прямых астрономических наблюдениях на расстояниях в несколько миллиардов световых лет, почти у края видимой Вселенной. (Здесь следует уточнить, что при “прямых наблюдениях” ускорение измерить нельзя. —

С. Б.) Но измерить ускорение галактик впервые удалось лишь десять лет назад в результате длительных систематических наблюдений, проводившихся двумя независимо работавшими группами астрономов”.