Hodně astronomických znalostí je postaveno na žebříku kosmických vzdáleností. Jedním z důvodů, proč je třeba přidat tolik běhů, je to, že techniky se často stávají obtížnými až nemožnými při použití za určitou vzdálenost. Proměnné Cepheid jsou fantastickým objektem, který nám umožňuje měřit vzdálenosti, ale jejich svítivost je dostatečná pouze k tomu, abychom je mohli detekovat na několik desítek milionů parseků. Proto musí být vyvinuty nové techniky založené na jasnějších objektech.
Nejslavnější z nich je použití Supernovy typu Ia (ty, které se zhroutí) prostě vyhovět limitu Chandrasekhar) jako „standardní svíčky“. Tato třída objektů má dobře definovanou standardní svítivost a porovnáním její zjevné jasnosti se skutečným jasem mohou astronomové určit vzdálenost pomocí modulu vzdálenosti. Ale to se spoléhá na náhodnou okolnost, že taková událost nastane, když chcete znát vzdálenost! Je zřejmé, že astronomové potřebují nějaké další triky na rukávu pro kosmologické vzdálenosti a nová studie diskutuje o možnosti použít jiný typ supernovy (SN II-P) jako další formu standardních svíček.
Supernovy typu II-P jsou klasické supernovy typu kolaps, k nimž dochází, když jádro hvězdy překročilo kritický limit a nemůže nadále podporovat hmotu hvězdy. Na rozdíl od jiných supernov se však II-P rozpadá pomaleji a po určitou dobu ustupuje ve světelné křivce „plató“ (odtud pochází „P“). Ačkoli jejich plošiny nejsou všechny ve stejném jasu, což je zpočátku nepoužívalo jako standardní svíčka, studie za poslední desetiletí ukázaly, že pozorování jiných vlastností může astronomům umožnit určit, jaký je jas náhorní plošiny, a učinit tyto supernovy „standardizovatelnými“ “.
Zejména se v nedávné době soustředila diskuse na možné souvislosti mezi rychlostí ejekce a jasem náhorní plošiny. Studie publikovaná D'Andrea et al. začátkem tohoto roku se pokusil spojit absolutní jas s rychlostmi linie Fe II při 5169 Angstromech. Tato metoda však ponechala velké experimentální nejistoty, které se projevily chybou až 15% vzdálenosti.
Nový článek, který má být zveřejněn v říjnovém vydání Astrophysical Journal, nového týmu vedeného Dovi Poznanskim z National Laboratory Lawrence Berkley National Laboratory, se pokouší tyto chyby omezit využitím vodíkové beta linie. Jednou z primárních výhod tohoto je to, že vodík je mnohem hojnější, což umožňuje vodíkové beta linii vyniknout, zatímco linie Fe II bývají slabé. Tím se zlepší poměr signálu k šumu (S / N) a zlepší se celková data.
Pomocí dat ze Sloan Digital Sky Survey (SDSS) byl tým schopen snížit chybu v určení vzdálenosti na 11%. I když se jednalo o zlepšení oproti D´Andrea et al. studie, je stále výrazně vyšší než mnoho jiných metod pro stanovení vzdálenosti na podobné vzdálenosti. Poznanski naznačuje, že tato data jsou pravděpodobně zkreslená kvůli přirozenému sklonu k jasnějším supernovým. Tato systematická chyba pramení ze skutečnosti, že data SDSS jsou doplněna o následná data, která tým použil, ale následná opatření jsou provedena pouze tehdy, pokud supernova splňuje určitá jasová kritéria. Jejich metoda jako taková není zcela reprezentativní pro všechny supernovy tohoto typu.
Aby se zlepšila jejich kalibrace a snad se zlepšila metoda, tým plánuje pokračovat ve studiu s rozšířenými údaji z jiných studií, které by takové předpojatosti neobsahovaly. Tým zejména hodlá použít Palomar Transient Factory k doplnění svých výsledků.
Jak se statistiky zlepšují, astronomové získají další příčku na žebříčku kosmologické vzdálenosti, ale pouze pokud budou mít to štěstí, že najdou jeden z těchto typů supernov.
