Mycket av astronomisk kunskap bygger på den kosmiska avståndsstegen. Denna stege är byggd för att bestämma avstånd till föremål på vår himmel. Lågt liggande stegpinnar för närliggande objekt används för att kalibrera metodiken för mer avlägsna objekt som i sin tur används för att kalibrera för mer avlägsna objekt och så vidare. En av anledningarna till att så många löpningar behöver läggas till är att tekniker ofta blir svåra till omöjliga att använda förbi en viss distans. Cepheidvariabler är ett fantastiskt objekt som gör det möjligt för oss att mäta avstånd, men deras ljusstyrka är bara tillräcklig för att vi ska kunna upptäcka dem till några tiotals miljoner parsecs. Som sådan måste nya tekniker, baserade på ljusare föremål, utvecklas.
Den mest kända av dessa är användningen av Type Ia Supernovae (de som kollapsarbarapassera Chandrasekhar-gränsen) som 'standardljus'. Denna klass av objekt har en väldefinierad standardljusstyrka och genom att jämföra dess skenbara ljusstyrka med den faktiska ljusstyrkan kan astronomer bestämma avståndet via avståndsmodul . Men detta beror på den slumpmässiga omständigheten att en sådan händelse inträffar när du vill veta avståndet! Uppenbarligen behöver astronomer några andra knep i rockärmen för kosmologiska avstånd, och en ny studie diskuterar möjligheten att använda en annan typ av supernova (SN II-P) som en annan form av standardljus.
Typ II-P supernovor är klassiska kärnkollapssupernovor som uppstår när kärnan i en stjärna har passerat den kritiska gränsen och inte längre kan stödja stjärnans massa. Men till skillnad från andra supernovor sönderfaller II-P långsammare och planar ut under en tid och skapar en 'platå' i ljuskurvan (det är där 'P' kommer ifrån). Även om deras platåer inte alla har samma ljusstyrka, vilket gör dem till en början oanvändbara som ett standardljus, har studier under det senaste decenniet visat att observation av andra egenskaper kan göra det möjligt för astronomer att avgöra vad platåns ljusstyrka faktiskt är och göra dessa supernovor 'standardiserbara'. ”.
I synnerhet har diskussionen nyligen kretsat kring möjliga samband mellan utstötningshastigheten och platåns ljusstyrka. En studie publicerad av D'Andrea et al. tidigare i år försökte koppla den absoluta ljusstyrkan till hastigheterna på Fe II-linjen vid 5169 Ångström. Denna metod lämnade dock stora experimentella osäkerheter som översattes till ett fel på upp till 15 % av avståndet.
Ett nytt papper, som kommer att publiceras i oktobernumret av Astrophysical Journal, försöker ett nytt team, ledd av Dovi Poznanski från Lawrence Berkley National Laboratory, att minska dessa fel genom att använda väte beta-linjen. En av de främsta fördelarna med detta är att väte är mycket rikligare så att väte-beta-linjen kan sticka ut medan Fe II-linjerna tenderar att vara svaga. Detta förbättrar signal/brusförhållandet (S/N) och förbättrar övergripande data.
Med hjälp av data från Sloan Digital Sky Survey (SDSS) kunde teamet minska felet i avståndsbestämning till 11 %. Även om detta var en förbättring jämfört med D'Andrea et al. studie är det fortfarande betydligt högre än många andra metoder för avståndsbestämning på liknande avstånd. Poznanski föreslår att dessa data sannolikt är skeva på grund av en naturlig förspänning mot ljusare supernovor. Detta systematiska fel beror på att SDSS-data kompletteras med uppföljningsdata som teamet använt, men uppföljningarna görs endast om supernovan uppfyller vissa ljusstyrkakriterier. Som sådan är deras metod inte helt representativ för alla supernovor av denna typ.
För att förbättra sin kalibrering och förhoppningsvis förbättra metoden, planerar teamet att fortsätta sin studie med utökade data från andra studier som skulle vara fria från sådana fördomar. Teamet avser särskilt att använda Palomar Transient Factory för att komplettera sina resultat.
När statistiken förbättras kommer astronomerna att få ytterligare ett steg på den kosmologiska avståndsstegen, men bara om de har turen att hitta en av denna typ av supernova.