ИСТИНА

Замечательной особенностью сверхновых типа Ia (SN Ia) является универсальность их кривых блеска и высокая светимость в видимом диапазоне. Это позволило использовать их в качестве индикаторов космологических расстояний, что привело к открытию ускоренного расширения Вселенной (Perlmutter et al. 1999, Riess et al. 1998). Современный анализ SN Ia показывает, что в рамках стандартной космологической модели плотность тёмной энергии во Вселенной составляет ~70%. Космологические параметры оцениваются с помощью соотношения «фотометрическое расстояние-красное смещение» для SN Ia. В настоящее время много внимания уделяется процедуре «стандартизации» SN Ia, то есть повышению точности измерения фотометрического расстояния. Однако, кроме «стандартизации» SN Ia, при построении диаграммы Хаббла используется еще одна величина, подлежащая измерению — космологическое красное смещение. В действительности же, измеряемое на Земле красное смещение включает в себя вклад пекулярных скоростей: вращательное и орбитальное движение Земли, вращение Галактики, движение Галактики в Местной Группе, «падение» Местной Группы в направлении центра сверхскопления в Деве, пекулярное движение родительской галактики SN, и т.д. Точный вклад пекулярных скоростей в наблюдаемое красное смещение сверхновых неизвестен, а существующие методы по учету этого вклада не работают в скоплениях галактик, где дисперсия скоростей может достигать 1000 км/с. Чтобы определять космологическое красное смещение SN Ia, взорвавшихся в скоплениях галактик, с большей точностью, мы предлагаем ввести для этих сверхновых поправку за пекулярные скорости, а именно использовать красное смещение скопления галактик вместо красного смещения родительской галактики. Эффект пекулярных скоростей был изучен на примере выборки из 145 близких сверхновых, 11 из которых взорвались в скоплениях галактик. Предложенный метод позволил повысить точность измерения космологических красных смещений и уменьшить разброс на диаграмме Хаббла. Поправку за пекулярные скорости SN Ia в скоплениях галактик необходимо учитывать при анализе данных в будущих космологических обзорах типа LSST (Large Synoptic Survey Telescope).