Значна частина астрономічних знань побудована на сходах космічної відстані. Однією з причин, через яку потрібно додати так багато пробіжок, є те, що методи часто стають важкими для неможливих для використання на певній відстані. Змінні цефеїду - це фантастичний об'єкт, який дозволяє нам вимірювати відстані, але їх світність є достатньою лише для того, щоб ми могли їх виявити на кілька десятків мільйонів парсеків. Таким чином, повинні бути розроблені нові методи, засновані на яскравіших об'єктах.
Найвідоміша з них - використання супернових типу Іа (тих, що руйнуються) просто пройти межу Чандрасехар) як "стандартні свічки". Цей клас об'єктів має чітко визначену стандартну яскравість і, порівнюючи його видиму яскравість з фактичною яскравістю, астрономи можуть визначати відстань за модулем відстані. Але це покладається на випадкову обставину виникнення такої події, коли ви хочете знати відстань! Очевидно, що астрономам потрібні ще якісь хитрощі, що піднімають рукав на космологічні відстані, і в новому дослідженні обговорюється можливість використання іншого типу наднових (SN II-P) як іншої форми стандартних свічок.
Наднови типу II-P - це класичні наднови, що розпадаються на ядро, які виникають, коли ядро зірки перейшло критичну межу і більше не може підтримувати масу зірки. Але на відміну від інших наднових, II-P розпадається повільніше, вирівнюючись на деякий час, створюючи "плато" в кривій світлі (звідки походить "P"). Хоча їх плато не у всіх однакової яскравості, що робить їх спочатку марними як звичайну свічку, дослідження за останнє десятиліття показали, що спостереження за іншими властивостями може дати астрономам визначити, що насправді являє собою яскравість плато і зробить ці наднови «стандартизованими ”.
Зокрема, останнім часом дискусія зосереджена навколо можливих зв'язків між швидкістю викиду та яскравістю плато. Дослідження, опубліковане D'Andrea et al. на початку цього року спробували пов'язати абсолютну яскравість зі швидкістю лінії Fe II на рівні 5169 ангстрем. Однак цей метод залишив великі експериментальні невизначеності, що призвело до помилки до 15% відстані.
Новий документ, який повинен бути опублікований у жовтневому номері «Астрофізичного журналу», нової команди під керівництвом Дові Познанського з Національної лабораторії імені Лоуренса Берклі намагається зменшити ці помилки за допомогою водневої бета-лінії. Однією з головних переваг цього є те, що водень набагато рясніший, що дозволяє виділяти бета-водню лінію, тоді як лінії Fe II мають тенденцію бути слабкими. Це покращує співвідношення сигнал / шум (S / N) і покращує загальні дані.
Використовуючи дані Sloan Digital Sky Survey (SDSS), команда змогла зменшити помилку у визначенні відстані до 11%. Хоча це було покращенням порівняно з D'Andrea та співавт. дослідження, воно все ще значно вище, ніж у багатьох інших методів визначення відстані на подібних відстанях. Познанський припускає, що ці дані, ймовірно, перекошені через природний ухил до яскравих наднових. Ця систематична помилка випливає з того, що дані SDSS доповнюються даними спостереження, які використовувала команда, але подальші спостереження проводяться лише у випадку, якщо наднова відповідає певним критеріям яскравості. Як такий, їх метод не є повністю представником усіх наднових цього типу.
Щоб покращити їх калібрування та, сподіваємось, покращити метод, команда планує продовжувати своє дослідження з розширеними даними інших досліджень, які не матимуть таких упереджень. Зокрема, команда має намір використати перехідну фабрику Паломар для доповнення своїх результатів.
По мірі покращення статистики астрономи отримають черговий дзвінок на космологічній сходовій відстані, але лише в тому випадку, якщо їм пощастить знайти одну з таких сверхнових.
