Veliki dio astronomskog znanja izgrađen je na ljestvici kozmičkih udaljenosti. Jedan od razloga zašto treba dodati toliko trčanja je taj što se tehnike često postanu teške i nemoguće iskoristiti u određenoj udaljenosti. Cefeidne varijable fantastičan su objekt koji nam omogućuje mjerenje udaljenosti, ali njihova je svjetlost dovoljna samo da bismo ih mogli detektirati na nekoliko desetaka milijuna parseksa. Kao takve, moraju se razviti nove tehnike temeljene na svjetlijim objektima.
Najpoznatija od njih je upotreba supernove tipa Ia (one koje se urušavaju) samo preći Chandrasekharjev limit) kao "standardne svijeće". Ova klasa objekata ima dobro definiranu standardnu svjetlinu i uspoređujući prividnu svjetlinu s stvarnom svjetlošću, astronomi mogu odrediti udaljenost putem modula udaljenosti. Ali ovo se oslanja na slučajnu okolnost da se takav događaj dogodi kad želite znati udaljenost! Očito je da astronomi trebaju neke druge trikove do rukava za kozmološke udaljenosti, a novo istraživanje govori o mogućnosti korištenja druge vrste supernove (SN II-P) kao drugog oblika standardnih svijeća.
Supernove tipa II-P klasične su supernove srušene u jezgru koje nastaju kada je jezgra zvijezde prešla kritičnu granicu i više ne može podržavati masu zvijezde. Ali za razliku od drugih supernova, II-P propada sporije, izjednačavajući se na neko vrijeme stvarajući "visoravan" u krivulji svjetlosti (odakle dolazi "P"). Iako njihovi platoi nisu svi na istoj svjetlini, što ih čini u početku neupotrebljivima kao standardnu svijeću, studije tijekom posljednjeg desetljeća pokazale su da promatranje drugih svojstava može omogućiti astronomima da utvrde kakva je zapravo svjetlina visoravni i čine ove supernove „standardizibilnima ”.
Konkretno, rasprava se nedavno usredotočila na moguće veze između brzine izbacivanja i svjetline visoravni. Studija koju su objavili D'Andrea i sur. ranije ove godine pokušao je povezati apsolutnu svjetlinu sa brzinama linije Fe II na 5169 Angstroma. Međutim, ova metoda ostavila je velike eksperimentalne nesigurnosti, što je dovelo do pogreške do 15% udaljenosti.
Novi rad, koji će biti objavljen u listopadskom izdanju Astrophysical Journal-a, novog tima, pod vodstvom Dovi Poznanski iz Nacionalnog laboratorija Lawrence Berkley pokušava pokušati smanjiti ove pogreške pomoću hidrogen beta linije. Jedna od glavnih prednosti toga je da je vodik mnogo obilniji što omogućava da se hidrogen beta linija ističe, dok su linije Fe II obično slabe. Ovo poboljšava odnos signal / šum (S / N) i poboljšava ukupne podatke.
Koristeći podatke Sloan Digital Sky Survey (SDSS), tim je uspio smanjiti pogrešku u određivanju udaljenosti na 11%. Iako je ovo poboljšanje u odnosu na D'Andrea i sur. studija, još uvijek je značajno veći od mnogih drugih metoda za određivanje udaljenosti na sličnim udaljenostima. Poznanski sugerira da su ti podaci vjerojatno iskrivljeni zbog prirodne predrasude prema svjetlijim supernovama. Ova sustavna pogreška proizlazi iz činjenice da su podaci SDSS nadopunjeni podacima praćenja koji je tim koristio, ali praćenje se provodi samo ako supernova ispunjava određene kriterije svjetline. Kao takva, njihova metoda nije u potpunosti reprezentativna za sve supernove ove vrste.
Kako bi poboljšali svoju kalibraciju i nadamo se poboljšali metodu, tim planira nastaviti svoje istraživanje s proširenim podacima iz drugih studija koje bi bile slobodne od takvih pristranosti. Tim posebno namjerava upotrijebiti prijelaznu tvornicu Palomar kako bi dopunio svoje rezultate.
Kako se statistika poboljšava, astronomi će dobiti još jednu lestvicu na ljestvici kosmološke udaljenosti, ali samo ako imaju dovoljno sreće da pronađu jednu od ovih vrsta supernove.
