Veľa astronomických vedomostí je postavených na rebríčku kozmických vzdialeností. Jedným z dôvodov, prečo je potrebné pridať toľko sérií, je to, že je často ťažké a nemožné použiť techniky za určitú vzdialenosť. Cefeidské premenné sú fantastickým objektom, ktorý nám umožňuje merať vzdialenosti, ale ich svietivosť je postačujúca len na to, aby sme ich mohli odhaliť na niekoľko desiatok miliónov parsekov. Preto sa musia vyvinúť nové techniky založené na jasnejších objektoch.
Najslávnejšie z nich je použitie Supernovy typu Ia (tie, ktoré sa zrútia) proste prekročiť limit Chandrasekhar) ako „štandardné sviečky“. Táto trieda objektov má dobre definovanú štandardnú svietivosť a porovnaním jej zdanlivého jasu so skutočným jasom môžu astronómovia určiť vzdialenosť pomocou modulu vzdialenosti. Ale to sa spolieha na náhodnú okolnosť, že takáto udalosť nastane, keď chcete poznať vzdialenosť! Je zrejmé, že astronómovia potrebujú ďalšie kozmické triky na kozmologické vzdialenosti a nová štúdia diskutuje o možnosti použitia iného typu supernovy (SN II-P) ako inej formy štandardných sviečok.
Supernovy typu II-P sú klasické supernovy typu kolaps, ktoré sa vyskytujú, keď jadro hviezdy prekročilo kritickú hranicu a už nemôže podporovať hmotu hviezdy. Na rozdiel od iných supernov sa však II-P rozpadá pomalšie a po určitú dobu ustupuje do svetelnej krivky „plató“ (odtiaľ pochádza „P“). Hoci ich plató nie sú všetky v rovnakom jasu, čo ich robí spočiatku zbytočnými ako štandardná sviečka, štúdie za posledné desaťročie ukázali, že pozorovanie iných vlastností môže astronómom umožniť zistiť, aký je jas náhornej plošiny a čo robí tieto supernovy „štandardizovateľnými“ ".
Diskusia sa v poslednom čase sústreďuje najmä na možné súvislosti medzi rýchlosťou vyhadzovania a jasom náhornej plošiny. Štúdia publikovaná D'Andreaom a kol. začiatkom tohto roka sa pokusil spojiť absolútny jas s rýchlosťami línie Fe II pri 5169 Angstromoch. Táto metóda však nechala veľké experimentálne neistoty, ktoré sa prejavili chybou až do 15% vzdialenosti.
Nový príspevok, ktorý má byť uverejnený v októbrovom čísle Astrophysical Journal, nového tímu vedeného Dovi Poznanskim z National Laboratory Lawrence Berkley National Laboratory, sa pokúša tieto chyby znížiť pomocou vodíkovej beta línie. Jednou z primárnych výhod je, že vodík je oveľa bohatší, čo umožňuje, aby sa vodíková beta línia vyznačovala, zatiaľ čo línie Fe II boli slabé. To zlepšuje pomer signálu k šumu (S / N) a zlepšuje celkové údaje.
Použitím údajov z prieskumu Sloan Digital Sky Survey (SDSS) bol tím schopný znížiť chybu pri určovaní vzdialenosti na 11%. Aj keď išlo o zlepšenie oproti D´Andrea a kol. štúdie, je stále výrazne vyššia ako mnoho iných metód na určenie vzdialenosti pri podobných vzdialenostiach. Poznanski naznačuje, že tieto údaje sú pravdepodobne skreslené kvôli prirodzenému sklonu k jasnejším supernovám. Táto systematická chyba vyplýva zo skutočnosti, že údaje SDSS sú doplnené o údaje z následného sledovania, ktoré tím použil, ale následné kontroly sa vykonávajú iba vtedy, ak supernova spĺňa určité kritériá jasu. Preto ich metóda nie je úplne reprezentatívna pre všetky supernovy tohto typu.
Aby sa zlepšila ich kalibrácia a dúfajme, že sa táto metóda zlepší, tím plánuje pokračovať v štúdii s rozšírenými údajmi z iných štúdií, ktoré by takéto predsudky neobsahovali. Tím má v úmysle použiť na doplnenie svojich výsledkov najmä továreň na prechodnú výrobu Palomar.
Keď sa štatistika zlepšuje, astronómovia získajú ďalšiu priečku na rebríku kozmologickej vzdialenosti, ale iba vtedy, ak majú to šťastie, že nájdu jeden z týchto typov supernov.
