Didelė astronomijos žinių dalis yra pagrįsta kosminio atstumo kopėčiomis. Viena iš priežasčių, kodėl tiek daug važiavimų reikia pridurti, yra tai, kad technikos dažnai tampa sunku arba neįmanoma panaudoti peržengus tam tikrą atstumą. „Cepheid“ kintamieji yra puikus objektas, leidžiantis mums išmatuoti atstumus, tačiau jų šviesumas yra pakankamas, kad galėtume juos aptikti iki kelių dešimčių milijonų parsekų. Taigi reikia sukurti naujus ryškesnių objektų metodus.
Garsiausias iš jų yra Ia tipo supernovų (tų, kurios žlunga tiesiog perženkite Chandrasekhar ribą) kaip „standartines žvakes“. Ši objektų klasė turi aiškiai apibrėžtą standartinį ryškumą ir, palyginę tariamą ryškumą su faktiniu ryškumu, astronomai gali nustatyti atstumą pagal atstumo modulį. Bet tai priklauso nuo nepaprastos aplinkybės, kad įvykis įvyks, kai norėsite žinoti atstumą! Akivaizdu, kad kosmonologiniams atstumams astronomams reikia dar keleto triukų iki rankovės, o naujame tyrime aptariama galimybė naudoti kitą supernovos tipą (SN II-P) kaip dar vieną standartinių žvakių formą.
II-P tipo supernovos yra klasikinės, branduolio griūties metu supernovos, atsirandančios, kai žvaigždės šerdis peržengia kritinę ribą ir nebegali išlaikyti žvaigždės masės. Tačiau, skirtingai nuo kitų supernovų, II-P skyla lėčiau, tam tikrą laiką išlygindamas, sukurdamas „plokščiakalnį“ šviesos kreivėje (iš kur atsiranda „P“). Nors jų plokščiakalniai ne visi vienodo ryškumo, todėl iš pradžių jie nenaudojami kaip standartinė žvakė, per pastarąjį dešimtmetį atlikti tyrimai parodė, kad stebėdami kitas savybes astronomai gali leisti astronomams nustatyti, koks iš tikrųjų yra plokščiakalnio ryškumas, ir padaryti šias supernovas „standartizuojamas“. “.
Visų pirma pastaruoju metu daugiausia dėmesio skiriama galimiems ryšiams tarp išstūmimo greičio ir plokščiakalnio ryškumo. D’Andrea ir kt. Paskelbtas tyrimas. Anksčiau šiais metais bandyta susieti absoliutų ryškumą su Fe II linijos greičiu ties 5169 angstromų. Tačiau šis metodas paliko didelių eksperimentinių netikrumų, dėl kurių paklaida buvo iki 15% atstumo.
Naujas dokumentas, kuris bus paskelbtas spalio mėnesio „Astrophysical Journal“ numeryje, nauja komanda, vadovaujama Dovi Poznanski iš Lawrence'o Berkley nacionalinės laboratorijos, bando sumažinti šias klaidas naudodama vandenilio beta liniją. Vienas pagrindinių privalumų yra tai, kad vandenilio yra daug daugiau, todėl vandenilio beta linija išsiskiria, tuo tarpu Fe II linijos yra silpnos. Tai pagerina signalo ir triukšmo (S / N) santykį ir pagerina bendrus duomenis.
Naudodama „Sloan Digital Sky Survey“ (SDSS) duomenis, komanda sugebėjo sumažinti atstumo nustatymo paklaidą iki 11%. Nors tai buvo patobulinimas, palyginti su D’Andrea et al. tyrimo, jis vis dar yra žymiai didesnis nei daugelis kitų atstumo nustatymo panašių atstumų metodų. Poznanski teigia, kad šie duomenys greičiausiai yra neteisingi dėl natūralaus šališkumo ryškesnių supernovų atžvilgiu. Ši sisteminė klaida atsiranda dėl to, kad SDSS duomenys yra papildomi stebėjimo duomenimis, kuriuos panaudojo komanda, tačiau stebėjimas atliekamas tik tuo atveju, jei supernova atitinka tam tikrus ryškumo kriterijus. Jų metodas nevisiškai atspindi visas šio tipo supernovas.
Siekdama patobulinti jų kalibravimą ir, tikiuosi, patobulinti metodą, komanda planuoja tęsti savo studiją, naudodama išplėstinius kitų tyrimų duomenis, kuriuose nėra tokių paklaidų. Visų pirma komanda ketina naudoti „Palomar“ pereinamąjį fabriką savo rezultatams papildyti.
Tobulėjant statistikai, astronomai gaus dar vieną kosmologinio atstumo laiptelį, tačiau tik tuo atveju, jei jiems pasiseks rasti vieną iš šių supernovų.
