Голяма част от астрономическите знания са изградени върху стълбата на космическите разстояния. Една от причините, поради които трябва да се добавят толкова много писти, е, че техниките често стават трудни до невъзможни за използване през определено разстояние. Цефеидните променливи са фантастичен обект, който ни позволява да измерваме разстоянията, но тяхната светимост е достатъчна само за да ни позволи да ги открием до няколко десетки милиона парсеси. Като такива трябва да се разработят нови техники, базирани на по-ярки обекти.
Най-известното от тях е използването на Supernovae тип Ia (тези, които се сриват просто преминете лимита на Chandrasekhar) като „стандартни свещи“. Този клас обекти има добре дефинирана стандартна светимост и сравнявайки явната му яркост с действителната яркост, астрономите могат да определят разстоянието чрез модула на разстоянието. Но това разчита на случайното обстоятелство да се случи такова събитие, когато искате да знаете разстоянието! Очевидно е, че астрономите се нуждаят от някои други трикове, вдигащи ръкав за космологични разстояния, а ново проучване обсъжда възможността за използване на друг тип свръхнови (SN II-P) като друга форма на стандартни свещи.
Свръхновите тип II-P са класически свръхнови сгъваеми ядра, които се появяват, когато сърцевината на звездата премине критичната граница и вече не може да поддържа масата на звездата. Но за разлика от други свръхнови, II-P се разпада по-бавно, изравнявайки се за известно време, създавайки "плато" в кривата на светлината (откъдето идва "P"). Въпреки че платовете им не са с еднаква яркост, което ги прави първоначално безполезни като стандартна свещ, проучванията през последното десетилетие показват, че наблюдението на други свойства може да позволи на астрономите да определят каква е яркостта на платото и да направят тези свръхнове „стандартизируеми ".
По-специално дискусията се фокусира наскоро около възможните връзки между скоростта на изхвърляне и яркостта на платото. Изследване, публикувано от D'Andrea et al. по-рано тази година се опита да свърже абсолютната яркост със скоростите на линията Fe II при 5169 Angstroms. Този метод обаче остави големи експериментални несигурности, които доведоха до грешка до 15% от разстоянието.
Нов документ, който ще бъде публикуван в октомврийския брой на Astrophysical Journal, нов екип, ръководен от Дови Познански от Националната лаборатория на Лорънс Беркли, се опитва да намали тези грешки чрез използване на водородна бета линия. Едно от основните предимства на това е, че водородът е много по-изобилен, като позволява водородната бета линия да се откроява, докато Fe II линиите обикновено са слаби. Това подобрява съотношението сигнал / шум (S / N) и подобрява общите данни.
Използвайки данни от Sloan Digital Sky Survey (SDSS), екипът успя да намали грешката при определяне на разстоянието до 11%. Въпреки че това беше подобрение в сравнение с D'Andrea et al. проучване, той все още е значително по-висок от много други методи за определяне на разстоянието на подобни разстояния. Познански предполага, че тези данни вероятно са изкривени поради естествено пристрастие към по-ярки свръхнови. Тази систематична грешка произтича от факта, че SDSS данните се допълват с последващи данни, които екипът използва, но последващите действия се извършват само ако свръхновата отговаря на определени критерии за яркост. Като такъв методът им не е напълно представителен за всички свръхнови от този тип.
За да подобрят калибрирането си и да се надяват да подобрят метода, екипът планира да продължи изследването си с разширени данни от други проучвания, които биха били свободни от такива предубеждения. По-специално екипът възнамерява да използва преходната фабрика Palomar, за да допълни своите резултати.
С подобряването на статистическите данни астрономите ще получат още един звън на стълбата на космологичното разстояние, но само ако имат достатъчно късмет да намерят някоя от този тип свръхнови.
