Наконец, в 1998 году вышли статьи двух групп с одинаковым выводом: данные по далеким сверхновым свидетельствуют об ускоренном расширении Вселенной. Первая статья (Адам Рисс и др.) опубликована Группой поиска сверхновых с большим z (High z Supernova Search Team). Вторая (Сол Перлмуттер и др.) — группой Проекта космологии сверхновых (Supernova Cosmology Project). Обе группы охотились за очень далекими сверхновыми типа 1а.
Почему именно этот тип? Потому, что такие сверхновые — лучшая «стандартная свеча» огромной яркости, видимая с космологических расстояний. По своей природе это белый карлик, постепенно набиравший массу за счет перетекания вещества с соседней звезды. Белый карлик очень прост и предсказуем: он сопротивляется дальнейшему сжатию огромной силой тяготения за счет давления вырожденного ферми-газа электронов в своих недрах (это эффект из области квантовой механики — электроны не дают звезде сколлап-сировать по той же причине, по которой электроны атома не падают на ядро). Однако у массы белого карлика есть четкий предел имени
Чандрасекара, выше которого давление электронного ферми-газа не способно удержать тяготение. Как только белый карлик набирает вес до этого предела, он взрывается. Взрыв при этом грандиозен и, главное, стандартен как по яркости, так и по кривой блеска — взрываются одинаковые по массе и по устройству объекты. Небольшая разница может быть связана с химическим составом (важно число электронов на единицу массы, разное для водорода и, например, железа), но эта зависимость калибруется по форме кривых блеска. Далекие сверхновые важны потому, что их яркость чувствительна к разным вариантам кинематики Вселенной, только если звезда взорвалась на огромном (космологическом) расстоянии.
Рис. 23.1. Диаграмма Хаббла для сверхновых 1а из статьи A. Reiss et al., По горизонтальной оси — красное смещение. По вертикальной оси — звездная величина сверхновой за вычетом ее абсолютной звездной величины. На общедоступном языке это означает 2,5 log (L10/L), где L10 — светимость данного объекта, как он наблюдался бы с 10 парсек, L — светимость, наблюдаемая с Земли. Чем выше точка, тем ниже наблюдаемая светимость. Линии соответствуют разным космологическим параметрам (см. в тексте). На нижней панели — та же диаграмма, отнормированная на теоретическую зависимость для Ωm = 0,2; ΩΛ = 0
На рисунке — диаграмма Хаббла для далеких и близких сверхновых, опубликованная в статье Группы поиска далеких сверхновых. Сверху — диаграмма Хаббла как она есть, снизу — отнормированная на «нулевую гипотезу». В качестве последней авторы приняли плотность материи (обычной и темной) 0,2 от критической (Ωm = 0,2), как показывали в то время данные наблюдений, и предположение, что больше во Вселенной ничего нет.
Мы видим, что разные модели Вселенной согласуются с данными по-разному. Эффект вроде бы небольшой. Точки для далеких сверхновых отклоняются вверх от нулевой гипотезы в среднем всего лишь на величину стандартной ошибки. Но поскольку точек много, и все отклоняются вверх, факт отклонения оказывается статистически значимым. Отклонение вверх в данных координатах означает меньшую яркость (примерно на 20-30%). Значит, сверхновые дальше, чем предсказывает «нулевая модель». Значит, расширение происходило дольше и немного по другому закону. Чтобы свести концы с концами, требуется расширение с ускорением. Чтобы расширение шло с ускорением, у Вселенной должно быть уравнение состояния с отрицательным давлением, как это изложено в главе 13: р < -1/3 ε. Значит, содержимое Вселенной не ограничивается обычной и темной материей, значит, в ней также есть совсем другая субстанция. Ее назвали «темной энергией». Вклад в темной энергии состав Вселенной обозначается как ΩΛ — по ассоциации с лямбда-членом Эйнштейна.