O mare parte din cunoștințele astronomice sunt construite pe scara distanței cosmice. Unul dintre motivele pentru care trebuie adăugate atât de multe alergări este că tehnicile devin adesea dificil de utilizat la o anumită distanță. Variabilele cefeide sunt un obiect fantastic care să ne permită măsurarea distanțelor, dar luminozitatea lor este suficientă pentru a ne permite să le detectăm la câteva zeci de milioane de parsecuri. Ca atare, trebuie dezvoltate tehnici noi, bazate pe obiecte mai strălucitoare.
Cea mai cunoscută dintre acestea este utilizarea Supernoveelor de tip Ia (cele care se prăbușesc doar treceți limita Chandrasekhar) ca „lumânări standard”. Această clasă de obiecte are o luminozitate standard bine definită și comparând luminozitatea aparentă cu luminozitatea reală, astronomii pot determina distanța prin modulul distanței. Dar acest lucru se bazează pe circumstanța fortuită de a avea un astfel de eveniment să apară atunci când vrei să știi distanța! Evident, astronomii au nevoie de alte câteva trucuri pe mânecă pentru distanțe cosmologice, iar un nou studiu discută posibilitatea utilizării unui alt tip de supernova (SN II-P) ca o altă formă de lumânări standard.
Supernovele de tip II-P sunt supernovele clasice, cu colaps de miez, care apar atunci când miezul unei stele a trecut limita critică și nu mai poate susține masa stelei. Dar spre deosebire de alte supernovee, II-P se descompune mai lent, nivelând de ceva vreme creând un „platou” în curba lumină (de unde provine „P”). Deși platourile lor nu sunt toate la aceeași luminozitate, făcându-le inițial inutile ca o lumânare standard, studiile din ultimul deceniu au arătat că respectarea altor proprietăți poate permite astronomilor să determine care este luminozitatea platoului și face ca aceste supernove să fie „standardizabile. “.
În special, discuțiile s-au concentrat recent în legătură cu posibile conexiuni între viteza ejectei și luminozitatea platoului. Un studiu publicat de D’Andrea et al. la începutul acestui an a încercat să lege luminozitatea absolută cu viteza liniei Fe II la 5169 Angstroms. Cu toate acestea, această metodă a lăsat mari incertitudini experimentale care s-au tradus într-o eroare de până la 15% din distanță.
O nouă lucrare, care va fi publicată în numărul de octombrie al Jurnalului Astrofizic, o nouă echipă, condusă de Dovi Poznanski din Laboratorul Național Lawrence Berkley încearcă să reducă aceste erori prin utilizarea liniei beta de hidrogen. Unul dintre avantajele principale este că hidrogenul este mult mai abundent, permițând liniei beta hidrogen să iasă în evidență, în timp ce liniile Fe II tind să fie slabe. Acest lucru îmbunătățește raportul semnal / zgomot (S / N) și îmbunătățește datele generale.
Folosind datele din Sloan Digital Sky Survey (SDSS), echipa a reușit să scadă eroarea în determinarea distanței la 11%. Deși aceasta a fost o îmbunătățire față de D’Andrea și colab. studiu, este încă semnificativ mai mare decât multe alte metode de determinare a distanței la distanțe similare. Poznanski sugerează că aceste date sunt probabil probate din cauza unei tendințe naturale către supernovele mai strălucitoare. Această eroare sistematică provine din faptul că datele SDSS sunt completate cu date de urmărire pe care echipa le-a angajat, dar urmările sunt efectuate numai dacă supernova îndeplinește anumite criterii de luminozitate. Ca atare, metoda lor nu este pe deplin reprezentativă pentru toate supernovele de acest tip.
Pentru a-și îmbunătăți calibrarea și pentru a îmbunătăți metoda, echipa intenționează să își continue studiul cu date extinse din alte studii care ar fi lipsite de astfel de prejudecăți. În special, echipa intenționează să folosească Palomar Transient Factory pentru a-și suplimenta rezultatele.
Pe măsură ce statisticile se vor îmbunătăți, astronomii vor câștiga o altă treaptă pe scara distanței cosmologice, dar numai dacă au norocul să găsească una dintre aceste tipuri de supernove.
