Duża część wiedzy astronomicznej oparta jest na kosmicznej drabinie odległości. Jednym z powodów, dla których trzeba dodać tak wiele przebiegów, jest to, że techniki często stają się trudne do niemożliwego do zastosowania z pewnej odległości. Zmienne cefeidowe są fantastycznym przedmiotem, który pozwala nam mierzyć odległości, ale ich jasność jest wystarczająca, aby umożliwić nam ich wykrycie z kilkadziesiąt milionów parseków. W związku z tym należy opracować nowe techniki oparte na jaśniejszych obiektach.
Najbardziej znanym z nich jest użycie supernowych typu Ia (które się zawalają) właśnie przekroczyć limit Chandrasekhar) jako „standardowe świece”. Ta klasa obiektów ma dobrze zdefiniowaną standardową jasność, a porównując jasność pozorną z rzeczywistą, astronomowie mogą określić odległość na podstawie modułu odległości. Ale to zależy od przypadkowych okoliczności, że takie zdarzenie ma miejsce, gdy chcesz poznać odległość! Oczywiście astronomowie potrzebują innych sztuczek w kosmosie, a nowe badania omawiają możliwość wykorzystania innego rodzaju supernowych (SN II-P) jako innej formy standardowych świec.
Supernowe typu II-P to klasyczne supernowe zapadające się w jądrze, które pojawiają się, gdy jądro gwiazdy przekroczy granicę krytyczną i nie będzie już w stanie utrzymać masy gwiazdy. Ale w przeciwieństwie do innych supernowych, II-P rozpada się wolniej, wyrównując się przez pewien czas, tworząc „płaskowyż” na krzywej światła (stąd pochodzi „P”). Chociaż ich płaskowyże nie mają tej samej jasności, co początkowo czyni je bezużytecznymi jako standardową świecę, badania w ciągu ostatniej dekady wykazały, że obserwacja innych właściwości może pozwolić astronomom na określenie rzeczywistej jasności płaskowyżu i uczynienie tych supernowych „standaryzowalnymi” ”.
W szczególności ostatnio dyskutowano o możliwych powiązaniach między prędkością wyrzutu a jasnością płaskowyżu. Badanie opublikowane przez D’Andrea i in. na początku tego roku próbowano powiązać absolutną jasność z prędkościami linii Fe II przy 5169 Angstremach. Jednak ta metoda pozostawiła duże niepewności eksperymentalne, które przełożyły się na błąd do 15% odległości.
Nowy artykuł, który zostanie opublikowany w październikowym wydaniu Astrophysical Journal, nowego zespołu, kierowanego przez Dovi Poznańskiego z Lawrence Berkley National Laboratory, próbuje zmniejszyć te błędy, wykorzystując wodorową linię beta. Jedną z głównych zalet tego jest to, że wodór jest znacznie bardziej obfity, pozwalając na wyróżnienie się linii beta wodoru, podczas gdy linie Fe II są zwykle słabe. Poprawia to stosunek sygnału do szumu (S / N) i poprawia ogólne dane.
Wykorzystując dane z Sloan Digital Sky Survey (SDSS), zespół był w stanie zmniejszyć błąd w określaniu odległości do 11%. Chociaż była to poprawa w stosunku do D’Andrea i in. studium, wciąż jest znacznie wyższe niż wiele innych metod określania odległości w podobnych odległościach. Poznański sugeruje, że dane te są prawdopodobnie wypaczone z powodu naturalnego nastawienia w kierunku jaśniejszych supernowych. Ten systematyczny błąd wynika z faktu, że dane SDSS są uzupełniane danymi uzupełniającymi, które wykorzystał zespół, ale działania następcze są przeprowadzane tylko wtedy, gdy supernowa spełnia określone kryteria jasności. Jako taka, ich metoda nie jest w pełni reprezentatywna dla wszystkich supernowych tego typu.
Aby poprawić kalibrację i, miejmy nadzieję, ulepszyć metodę, zespół planuje kontynuować badanie z rozszerzonymi danymi z innych badań, które byłyby wolne od takich uprzedzeń. W szczególności zespół zamierza wykorzystać Fabrykę Przejściową Palomar do uzupełnienia swoich wyników.
Gdy statystyki się poprawią, astronomowie zdobędą kolejny szczebel kosmologicznej drabiny odległości, ale tylko jeśli będą mieli szczęście znaleźć jedną z takich supernowych.
