Новые технологии

Наша планета не такая уж большая. Вот один пример. Двоюродный дедушка Бориса Сунцеффа учился в школе вместе с Отто Струве (1897–1963) в царской России. Струве из семьи потомственных звездочетов, его дед, отец и дядя были астрономами. Семья бежала из России во время революции и оказалась в Турции, а потом в США, где Отто Струве стал директором обсерватории в Висконсине. Семья Сунцеффа тоже бежала из России, хотя в другом направлении, в Китай, а в конце концов они оказались в Сан-Франциско. Там бабушка Сунцеффа встретилась с Отто Струве.

Ник Сунцефф продолжил семейную традицию и учился у Алана Сандаджа, который в свою очередь был учеником, помощником и преемником Хаббла в Маунт-Вильсон, где в 1923 году Хаббл понял, что Млечный Путь – одна из множества галактик Вселенной, а в 1920 – что Вселенная расширяется. Сандадж стал работать в обсерватории Института Карнеги в 1948 году, а Сунцефф в 1982. Вначале оба занимались постоянной Хаббла (которую Сандадж обычно называл параметром Хаббла).

Постоянная Хаббла – коэффициент, связывающий расстояние до внегалактического объекта (например, другой галактики) со скоростью его удаления, выражается в км/с на мегапарсек (Мпк). В настоящее время две галактики, разделенные расстоянием в 1 Мпк, в среднем разлетаются со скоростью около 70 км/с. В моделях расширяющейся Вселенной постоянная Хаббла изменяется со временем, но термин «постоянная» оправдан тем, что в каждый данный момент времени во всех точках Вселенной постоянная Хаббла одинакова.

Ник Сунцефф, американский астроном и космолог (род. в 1952)

Напомню, как было сделано это открытие. В 1929 году Эдвин Хаббл выдвинул предположение о том, что звезды, находящиеся за пределами нашей галактики, удаляются от нас с огромной скоростью. Он основывал свое предположение на многочисленных измерениях величин красного смещения в спектрах далеких от нашей галактики цефеид, а также на представлениях Христиана Доплера о непосредственной связи изменения длин световых волн со скоростью и вектором движения источника излучения. Хаббл обнаружил, что смещение спектральных линий одних тех же элементов в спектрах внегалактических объектов в красную сторону (красное смещение) пропорционально расстоянию до этих объектов, и пришел к выводу: чем дальше находится источник излучения, тем больше скорость его удаления, равно как и скорость удаления Земли от наблюдаемого объекта. Постоянная Хаббла считается оценкой скорости расширения пространства и определяет величину приращения этой скорости на один мегапарсек расстояния до наблюдаемых источников электромагнитного излучения. В 1980-е годы, когда Сунцефф оказался в обсерватории института Карнеги, считалось, что постоянная Хаббла находится в диапазоне от 50 до 55 (км/с)/Мпк (сейчас 71 ± 4 (км/с)/Мпк).

Как раз когда Сунцефф прибыл в институт Карнеги, Сандадж заинтересовался сверхновыми (вместе с Густавом Тамманном). Несколько раз они вместе работали в Чили, на двух разных телескопах, и Сандадж просил Сунцеффа проверить, удалось ли ему обнаружить сверхновую. Таким образом Сунцефф тоже заинтересовался сверхновыми, и всякий раз, когда погода не позволяла вести наблюдения, отправлялся в библиотеку изучать материалы о сверхновых. И вскоре ему пришлось сменить своего учителя, потому что тот ослеп на правый глаз, который служил его рабочим инструментом на протяжении четырех десятилетий.

К тому времени изменилась практическая астрономия – в том виде, в котором она существовала на протяжении двухсот лет после изобретения телескопа. Все эти две сотни лет астрономы полагались только на свет, который бил им в глаза в какой-то момент, а затем этот свет исчез. Раньше астрономы могли нарисовать то, что увидели, они могли описать это словами. Они могли сделать замеры для определения местоположения объекта или описания его движения. Но теперь то, что они видели – сам свет, визуальную репрезентацию объекта в какой-то момент времени – исчезло.

Изобретение фотографии в середине 1800-х годов радикально изменило связь наблюдателей и их наблюдений. Фотографии имели очевидное преимущество для астрономии в сравнении с тем, что видит человеческий глаз. На фотографии сохранялось то, что видел астроном. Сохранялся сам свет, а следовательно, и образ объекта в определенный момент. Астрономы смогли ссылаться не только на свои рисунки, словесные описания и математические расчеты, а на фактически увиденное и зафиксированное. И это мог сделать любой другой астроном, а не только проводивший наблюдения.

Более того, фотография позволяла ученым не только собирать свет, она позволяла это делать на протяжении какого-то времени. Свет не просто «приземлялся» на фотографическую пластинку, он приземлялся и оставался на ней, а потом к нему добавлялся другой свет. Источники света были такими слабыми, что человек не мог их видеть не то что невооруженным глазом, а и с помощью телескопа, но это могла фотопластинка, которая работала как губка. Она могла всю ночь впитывать свет.

В астрономии фотопластинки использовались более ста лет для наблюдений за небесными телами и в спектрометрии. Их важным достоинством перед пленкой долгое время оставалось полное отсутствие усадки после лабораторной обработки и сушки. Это позволяло проводить достоверные измерения некоторых величин по изображению. В астрономии пластинки использовались до 1990-х годов. Фактически это фотоматериал на стеклянной подложке – плоскопараллельная стеклянная пластинка с нанесенной на нее светочувствительной эмульсией. Фотографические пластинки сменили ПЗС-матрицы (приборы с зарядовой связью – сокращение по первым буквам), которые также именуют CCD-матрицами, используя сокращение от английского Charge-Coupled Device. Это специализированная аналоговая интегральная микросхема, состоящая из светочувствительных фотодиодов, выполненная на основе кремния, использующая технологию приборов с зарядовой связью. В этих приборах кремний собирает свет, один фотон создает один электрический заряд. Фотопластинка чувствительна всего лишь к 1–2% доступных фотонов, а ПЗС могут достигать 100 % – преимущество очевидно для любого аспекта астрономии. Это цифровая технология – обработку изображений можно делать с помощью компьютера, а больше света означает, что можно видеть дальше и собирать данные быстрее.

Польза сверхновой для космологии в большой степени зависит от кривой блеска, которая показывает усиление и уменьшение яркости сверхновой на протяжении какого-то периода времени. Кривая блеска каждой сверхновой резко поднимается в течение нескольких дней, пока сверхновая идет к максимальной яркости, а потом постепенно падает по мере того, как сверхновая тускнеет. Но поскольку каждый тип сверхновых высвобождает свой собственный набор элементов (например, водород может быть, а может и не быть), появляется он в результате специфического процесса (взрыв или схлопывание), то кривая блеска поднимается и падает особым образом для каждого типа. Чтобы выяснить эту схему, нужно знать, когда кривая достигает пика, то есть яркость достигает максимума, так что вам нужно обнаружить сверхновую, пока яркость усиливается. Потом нужно за ней следить – чем больше наблюдений, чем больше данных можно зафиксировать на графике, а чем больше данных, тем надежнее кривая. Но эти наблюдения будут верны, только если вы уверены в яркости света сверхновой, а точность измерений зависит от того, насколько хорошо вы способны отличить свет сверхновой от света галактики, в которой она находится. Технология, позволяющая делать больше наблюдений, а потом увеличивать эти наблюдения пиксель за пикселем, помогает уменьшить количество ошибок. Скорость и точность ПЗС-технологии в этом помогают лучше всего, а работа фотометриста, такого как Сунцефф, становится искусством.

Сунцефф начал работать с ПЗС-технологиями вместе с Марком Филипсом, с которым они вместе учились в Калифорнийском университете в 1970-е годы. Их первым заданием была установка ПЗС на телескопе и проверка оборудования на сверхновой 1986G. Сунцефф должен был заниматься наблюдениями и фотометрией, а Филипс сравнениями с кривыми блеска других сверхновых.

Сунцефф ожидал получить исторический результат. Они с Филипсом считали, что их кривая блеска будет первой «современной кривой», то есть первой, полученной с помощью ПЗС. Но результат разочаровал. Кривая блеска 1986G оказалась существенно отличающейся от других кривых блеска типа Ia. Сверхновая оказалась более тусклой, чем следовало при красном смещении, а кривая блеска выглядела так, будто поднималась и падала резче, чем в случае других сверхновых типа Ia.

Сунцефф и Филипс были первопроходцами и поэтому могли сравнивать полученную ими кривую блеска только с кривыми, зафиксированными с помощью фотографических пластинок. Они не знали, говорит ли их кривая блеска на основе ПЗС-технологии больше о сверхновых типа Ia – или больше о ПЗС-технологии. Но ученые были уверены в своих данных и опубликовали статью, в которой сделали вывод, что сверхновые типа Ia, вероятно, слишком сильно отличаются по яркости, чтобы служить «стандартными свечами» – объектами, светимость которых известна. Сунцефф и Филипс решили, что теперь они должны или убедить сообщество, что сверхновые типа Ia точно не являются «стандартными свечами», или, наоборот, признать свою ошибку.

Межамериканская обсерватория Серро-Тололо, Чили

23 февраля 1987 года (через год после начала работы) появилась сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке, фактически над головой – это одна из немногих галактик, видимых невооруженным глазом, но только из Южного полушария. Это была первая сверхновая с 1604 года, видимая невооруженным глазом. Она относилась к типу II, то есть схлопывающемуся, а не типу Ia, которым ученые занимались ранее. Конечно, эта сверхновая привлекала внимание астрономов со всего мира, а в Калифорнийском университете собрались почти все имеющиеся в мире специалисты по сверхновым – 50 человек. В частности, там выступил швейцарский астроном Бруно Лейбундгут, который считал сверхновые типа Ia «стандартными свечами». Он изучал только тип Ia, а Сунцефф и Филипс в последнее время занимались типом II, сверхновой 1987А. Они решили использовать одну из ближайших сверхновых типа Ia для измерения параметра Хаббла – скорости расширения Вселенной на тот момент. А если разработанная ими программа сработает, они смогут перейти к более дальним сверхновым и измерить другой параметр – скорость замедления расширения Вселенной.

К Сунцеффу и Филипсу в чилийской обсерватории Серро-Тололо присоединился Марио Хамуй, который приехал работать ассистентом всего через три дня после того, как 1987А зажглась в Большом Магеллановом Облаке, и очень быстро увлекся сверхновыми. Существовало два варианта: телескоп, на который нельзя установить ПЗС, но с камерой с широким полем охвата, – или телескоп с ПЗС, но с малым полем охвата. Было выбрано широкое поле охвата, потому что требовалось поймать как можно больше галактик за раз – при поиске сверхновых количество важнее качества.

Ученые работали каждую ночь, с заката и до рассвета, на рассвете фотопластинки отправлялись в Сантьяго на грузовике, а потом пассажирском автобусе, путь занимал 8 часов. Там их забирал Хосе Маза, у которого Хамуй учился в Чилийском университете, и относил ассистентам в лабораторию для сравнения с данными за несколько недель. К вечеру следующего дня Сунцефф, Филипс и Хамуй уже знали, за какими кандидатами в сверхновые им следует охотиться с помощью ПЗС-технологий.

Эта работа позволяла не только открывать сверхновые, но и улучшить качество наблюдений и последующего анализа, причем это касалось всех сверхновых, открытых профессиональными астрономами и любителями. Группа в частности занималась двумя странными сверхновыми 1991 года – очень яркой 1991Т и поразительно тусклой 1991bg. Эти сверхновые только усилили подозрение Сунцеффа и Филипса о том, что сверхновые не являются «стандартными свечами». Несоответствие было видно сразу же – кривые блеска очень сильно отличались. Кривая блеска поразительно яркой 1991Т шла вверх и опускалась более плавно и постепенно, чем типичная кривая блеска типа Ia. Кривая блеска поразительно тусклой 1991bg шла вверх и опускалась гораздо более резко, чем кривая блеска типичной сверхновой типа Ia.

Яркая опускалась более плавно, тусклая – более резко. Ученые задумались о том, сохранится ли такой вариант кривых блеска, если проанализировать другие сверхновые. Может, типу Ia и не нужно быть идентичным, чтобы приносить пользу космологии? Может, то, насколько плавно или резко идет вверх и опускается кривая, служит надежным показателем яркости относительно других сверхновых типа Ia? А зная относительную яркость, можно вычислить и относительные расстояния.

Марк Филипс собирал кривые блеска на протяжении всего 1992 года, затем несколько месяцев их анализировал. В этот период Филипс жил в Чили. После того как Филипс опубликовал собранные данные, первым из астрономов ему написал Боб Киршнер – с поздравлениями. Филипс получил ответ на вопрос, подкрепив его надежными данными: нет, сверхновые типа Ia не являются «стандартными свечами». Однако они вполне могут служить свечами, которые поддаются стандартизации. Опускание кривой блеска связано с абсолютной величиной сверхновой.

Встал следующий вопрос: а можно ли открывать далекие сверхновые типа Ia на регулярной основе и с должной степенью надежности? Ответ дала группа из Беркли в марте 1994 года: да. Между декабрем 1993 года и февралем 1994 года они открыли шесть далеких сверхновых.