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] .

Рис. 38 показывает доступные в 1998 году данные двух групп. Разброс точек выглядит очень большим и кажется, что результат не очень надежен. Кроме того, слабым местом открытия являлось то, что потускнение сверхновых с расстоянием можно было объяснить, к примеру, эволюцией их максимальной светимости со временем, а также тем, что на их видимый блеск влияет поглощение пылью в межгалактической среде. Авторы все это прекрасно понимали и в последовавшие годы быстро наращивали наблюдательный материал и проводили разнообразные дополнительные проверки и исследования. Ни наличие пыли, ни возможная эволюция сверхновых, как оказалось, не влияют ощутимым образом на результаты. Кроме того, увеличение числа далеких SN Ia только повышало достоверность существования ускоренного расширения.

Итак, что же было открыто? Как я уже писал, далекие сверхновые оказались более слабыми по сравнению с тем, какими они должны быть во Вселенной с плотностью ~ 0.3. Это означало, что они находятся от нас дальше, чем ожидалось. При полной плотности ~ 0.3 Вселенная должна расширяться вечно, причем темп расширения должен постепенно замедляться. Наблюдения показали, что замедление происходит не так сильно, как ожидается для ~ 0.3 и поэтому галактики со сверхновыми оказались от нас заметно дальше.

Рис. 38. Объединенные результаты SCP (открытые кружки) и (черные точки) для далеких SN Ia. На верхнем рисунке показана зависимость модуля расстояния (разность видимой и абсолютной звездной величин сверхновой в максимуме блеска) от красного смещения. Линиями показаны ожидаемые зависимости для разных космологических моделей. Внизу изображены отклонения модулей расстояния от предсказаний модели пустой Вселенной с m = 0.3 и с нулевой космологической постоянной. Видно, что данные для далеких SN лежат, в среднем, выше этой теоретической зависимости, изображенной горизонтальной прямой из точек. Сдвиг наблюдательных точек описывается моделью с m = 0.3 и = 0.7 (непрерывная кривая). (Перлмуттер, Шмидт 2003)

Рис. 39. Эволюция значения постоянной Хаббла по данным о далеких SN Ia согласно Райссу и др. (2007). По вертикальной оси отложено нормированное на 100 км/с/Мпк значение постоянной Хаббла, по горизонтальной — красное смещение (числа вдоль верхней горизонтальной оси — значения z). Кружки — результаты измерений, непрерывная кривая — ожидаемая зависимость для модели с m = 0.3 и = 0.7.

На рис. 39 показано изменение постоянной Хаббла со временем по данным о далеких сверхновых. Наглядно видно «торможение» Вселенной — при z ~ 1–1.5 (то есть 8–9 млрд лет назад) постоянная Хаббла была примерно в два раза больше. Видно также, что открытие ускоренного расширения не означает, что уже сейчас темп расширения Вселенной растет. На самом деле он еще падает, но не так быстро, как ранее ожидалось — замедление расширения Вселенной тормозится и когда-нибудь постоянная Хаббла, действительно, начнет расти. Простейшей интерпретацией наблюдений являлось предположение о существовании некоей формы энергии (ее стали называть темная энергия) [28] , «расталкивающей» Вселенную и приводящей к изменению темпа ее расширения. Как следовало из наблюдений, свойства этой субстанции должны быть очень странными. Во-первых, она не скучивается, то есть не собирается в обычные объекты типа галактик и их скоплений, и ее распределение в пространстве, по-видимому, близко к равномерному. Во-вторых, как уже не раз писалось, она заставляет Вселенную расширяться, то есть темная энергия, в отличие от обычной материи, создает не тяготение, а антитяготение, антигравитацию. В-третьих, сколь бы необычным это не выглядело, плотность темной энергии по современным данным практически не зависит от времени (имеется ввиду абсолютная плотность, измеренная, скажем, в г/см3). В-четвертых, в настоящую эпоху вклад темной энергии в полную плотность Вселенной является определяющим —  ~ 0.7. Это не всегда было так — плотности обычного вещества и темной материи, в отличие от темной энергии, зависят от времени, и в более ранние эпохи эволюции Вселенной относительный вклад темной энергии был меньше (рис. 40).

Рис. 40. Зависимость плотности вещества (кривая линия) и темной энергии (горизонтальная прямая) от времени (Краус 2002). Вдоль вертикальной оси отложена плотность в г/см3, вдоль горизонтальной — время, прошедшее после Большого взрыва, в миллиардах лет. Стрелочкой указана современная эпоха.

Что может представлять собой эта темная энергия? Возможны разные варианты, но, по-видимому, самый простой и естественный — темная энергия представляет собой энергию вакуума. Вакуум, вопреки бытовой точке зрения, это не просто пустота [29] , а состояние с минимальной возможной энергией, причем эта энергия не обязательно должна быть равна нулю. Если из какого-то объема убрать все частицы и поля, то, согласно законам квантовой механики, на сверхмалых расстояниях этот объем является ареной очень активной деятельности — в нем непрерывно рождаются и исчезают так называемые виртуальные частицы. Энергия этого кипящего «супа» частиц и является энергией вакуума. (Корректно рассчитать энергию вакуума из общих физических принципов весьма непросто и поэтому полученная чисто астрономическими методами оценка значения оказалась очень кстати). Свойства вакуума близки к требуемым для темной энергии — его плотность не зависит от времени (она определяется физикой очень малых расстояний и времен), он не скучивается и, согласно квантовой физике, его давление отрицательно, что и приводит к появлению эффекта антигравитации. Эти особенности вакуума привели к тому, что он часто рассматривается в качестве основного кандидата в темную энергию.

Открытие ускоренного расширения Вселенной, возможное отождествление причины этого ускорения с космическим вакуумом — это, несомненно, эпохальные достижения, существенно меняющие представления об окружающем нас мире. Однако насколько серьезно можно относиться к этим открытиям? Ведь кажется, что они основываются лишь на нескольких точках, уклоняющихся от ожидаемой прямой на рис. 38. Во-первых, в настоящее время данных уже гораздо больше. Число далеких SN Ia с измеренными кривыми блеска достигает уже нескольких сотен и новые наблюдения лишь подтверждают и уточняют исходные результаты групп SCP и . Во-вторых, как я уже писал в начале этого раздела, и до результатов по сверхновым были наблюдательные и теоретические аргументы в пользу ненулевой космологической постоянной — например, противоречие между оценками возраста Вселенной и возрастом старейших объектов, предсказания теории инфляции. И, наконец, в-третьих, сейчас существует целый ряд новых, независимых от наблюдений SN Ia, тестов, также свидетельствующих об > 0.

Первый из этих аргументов уже упоминался — анализ анизотропии реликтового излучения показывает, что полная плотность нашей Вселенной близка к критической, в то время как плотность всех видов вещества составляет лишь около четверти критической. Этот дисбаланс компенсируется вкладом темной энергии. Еще одна группа свидетельств основывается на наблюдениях крупномасштабного распределения галактик. Так называемые акустические флуктуации, наблюдаемые примерно через 400 000 лет после Большого взрыва в реликтовом излучении (п. 2.4), должны были отпечататься и в распределении окружающих нас галактик на масштабах ~ 100 Мпк. Появление больших, однородных выборок галактик с измеренными красными смещениями позволило относительно недавно (в начале 2000-х годов) действительно обнаружить этот эффект. Его анализ дал возможность независимой оценки плотности вещества во Вселенной и, в сочетании с данными о реликтовом излучении, уточнил параметры темной энергии.