Что такое сверхновая? Можно сказать, «сверхновая звезда» или «вспышка сверхновой». Это явление, в ходе которого звезда резко меняет свою яркость на 4–8 порядков, то есть десятков звездных величин, затем происходит сравнительно медленное затухание вспышки. Оно происходит в конце эволюции некоторых звезд и сопровождается выделением огромной энергии. Это природный катаклизм. Сверхновые звезды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло, а излучение достигло Земли. Поэтому природа сверхновых долго была неясна. Предлагалось и предлагается много сценариев, приводящих к подобным катаклизмам. Сверхновой дается название, которое составляется из букв SN (supernova – сверхновая на английском), после которых ставят год открытия, а потом одно– или двухбуквенное обозначение. Первые 26 сверхновых текущего года (то есть открытых в текущем году) получают однобуквенные обозначения из заглавных букв от A до Z (буквы английского и латинского алфавита). Остальные сверхновые получают двухбуквенные обозначения из строчных букв: aa, ab… az, ba, bb… bz и так далее. Неподтвержденные сверхновые обозначают буквами PSN (possible supernova – возможная сверхновая) с небесными координатами.
Но для оценки параметров Вселенной вначале сверхновую нужно открыть (это можно сделать и на небольшом телескопе, так как в максимуме блеска она может затмить излучение целой галактики), потом получить ее спектр, убедиться, что она относится к нужному типу, и построить кривую блеска, чтобы с хорошей точностью оценить ее блеск в максимуме. Однако для дальнейшей работы требуются уже крупные телескопы. Но дело в том, что время работы на крупных телескопах, количество которых весьма ограничено, распределено на полгода, а то и на год вперед. Никто не может заранее сказать, когда вспыхнет та сверхновая, для изучения которой понадобится крупный телескоп. Блеск сверхновой нарастает очень быстро – если повезет, то до максимума блеска у наблюдателей есть лишь 1–2 недели.
Решение проблемы с крупными телескопами предложил Сол Перлмуттер. Поскольку Луна делает невозможными наблюдения слабых далеких объектов, начинать работу следует вскоре после новолуния. Относительно небольшие телескопы, которые имелись в распоряжении группы практически в любое время, использовались для получения снимков нескольких десятков участков на небе, причем для увеличения числа объектов следовало наблюдать далекие скопления галактик. Затем, в начале следующего новолуния, эти области снова наблюдали и, используя имеющуюся аппаратуру, сравнивали изображения и выделяли появившиеся за это время точечные объекты.
