Suuri osa tähtitieteellisestä tiedosta on rakennettu kosmisen etäisyyden tikkaille. Yksi syy niin monta juoksua on lisättävä, että tekniikoita on usein vaikeaa tai mahdotonta käyttää tietyn matkan yli. Cepheid-muuttujat ovat loistava esine, jonka avulla voimme mitata etäisyyksiä, mutta niiden valoisuus on vain riittävä, jotta voimme havaita ne muutaman kymmenen miljoonan parsiin. Sellaisenaan on kehitettävä uusia tekniikoita, jotka perustuvat kirkkaampiin kohteisiin.
Tunnetuin näistä on tyypin Ia supernovojen (romahtavien) käyttö vain ylitä Chandrasekhar-raja) ”vakiokynttilöinä”. Tällä esineluokalla on selkeästi määritelty standardivaloisuus ja vertaamalla sen näennäistä kirkkautta todelliseen kirkkauteen, tähtitieteilijät voivat määrittää etäisyyden etäisyysmoduulin avulla. Mutta tämä riippuu onnettomasta tilanteesta, että tällainen tapahtuma tapahtuu, kun haluat tietää etäisyyden! On selvää, että tähtitieteilijät tarvitsevat joitain muita temppuja hihassaan kosmologisiin etäisyyksiin, ja uudessa tutkimuksessa keskustellaan mahdollisuudesta käyttää toisen tyyppistä supernovaa (SN II-P) toisena tavallisten kynttilöiden muodossa.
Tyypin II-P supernoovat ovat klassisia, ytimessä romahtavia supernoovia, joita esiintyy, kun tähden ydin on ylittänyt kriittisen rajan eikä pysty enää tukemaan tähden massaa. Mutta toisin kuin muut supernoovat, II-P hajoaa hitaammin, tasoittuen jonkin aikaa "tasangolle" valokäyrään (josta "P" tulee). Vaikka niiden tasangot eivät ole kaikilla saman kirkkaudella, mikä tekee niistä alun perin käyttökelvottomia tavallisena kynttilänä, viimeisen vuosikymmenen tutkimukset ovat osoittaneet, että muiden ominaisuuksien havaitseminen voi antaa tähtitieteilijöiden päättää, mikä tasangon kirkkaus todellisuudessa on, ja tehdä näistä supernovoista ”standardisoitavissa” ”.
Erityisesti keskustelu on viime aikoina keskittynyt mahdollisiin yhteyksiin ejektan nopeuden ja tasangon kirkkauden välillä. D'Andrea et ai. Julkaisema tutkimus. aikaisemmin tänä vuonna yritettiin yhdistää absoluuttinen kirkkaus Fe II -linjan nopeuksiin 5169 angströmin kohdalla. Tämä menetelmä kuitenkin jätti suuria kokeellisia epävarmuustekijöitä, jotka johtivat virheeseen, joka oli jopa 15% etäisyydestä.
Uusi lehti, joka julkaistaan lokakuun Astrophysical Journal -lehdessä, uusi ryhmä, jota johtaa Lawrence Berkley National Laboratoryn Dovi Poznanski, yrittää vähentää näitä virheitä vetybeeta-linjaa hyödyntämällä. Yksi ensisijaisista eduista tässä on, että vety on paljon runsaampaa, mikä antaa vedyn beeta-linjan erottua, kun taas Fe II -linjat ovat yleensä heikkoja. Tämä parantaa signaali-kohinasuhdetta (S / N) ja parantaa yleistä dataa.
Ryhmä pystyi vähentämään etäisyyden määrittämisen virhettä 11%: iin käyttämällä Sloan Digital Sky Survey (SDSS) -tietoja. Vaikka tämä oli parannus verrattuna D'Andrea et ai. Tutkimuksen mukaan se on silti huomattavasti korkeampi kuin monet muut menetelmät etäisyyden määrittämiseksi samanlaisilla etäisyyksillä. Poznanski ehdottaa, että nämä tiedot ovat todennäköisesti vinoutuneita luonnollisen puolueellisuuden vuoksi kirkkaampiin supernoviin. Tämä systemaattinen virhe johtuu siitä, että SDSS-tietoja täydennetään seurantatiedoilla, joita ryhmä käytti, mutta seurantaa suoritetaan vain, jos supernova täyttää tietyt kirkkauskriteerit. Sellaisenaan niiden menetelmä ei ole täysin edustava kaikille tämän tyyppisille supernovoille.
Parantaakseen kalibrointiaan ja toivottavasti parantamalla menetelmää, ryhmä aikoo jatkaa tutkimustaan laajentuneilla tiedoilla muista tutkimuksista, joissa ei olisi tällaisia vääristymiä. Erityisesti ryhmä aikoo käyttää Palomar Transient Factory -yritystä tulostensa täydentämiseen.
Tilastojen parantuessa tähtitieteilijät saavat toisen askeleen kosmologisilla etäisyysportailla, mutta vain jos he ovat onnekkaita löytääkseen yhden tällaisen supernovan.
