Astronomik bilginin çoğu kozmik mesafe merdiveni üzerine kuruludur. Bu kadar çok koşunun eklenmesi gerektiğinin nedenlerinden biri, tekniklerin belirli bir mesafeyi kullanmakta genellikle imkansız hale gelmesinin zorlaşmasıdır. Sefeid Değişkenler mesafeleri ölçmemize izin veren harika bir nesnedir, ancak parlaklıkları onları sadece on milyonlarca parseke tespit etmemize izin vermek için yeterlidir. Bu nedenle, daha parlak nesnelere dayanan yeni teknikler geliştirilmelidir.
Bunların en ünlüsü Tip Ia Süpernova'nın (çökenler) kullanımıdır. sadece Chandrasekhar limitini) "standart mumlar" olarak kabul edin. Bu nesne sınıfı, iyi tanımlanmış standart bir parlaklığa sahiptir ve astronomları, uzak parlaklığını gerçek parlaklıkla karşılaştırarak, mesafe modülü aracılığıyla mesafeyi belirleyebilirler. Ancak bu, mesafeyi bilmek istediğinizde böyle bir olayın gerçekleşmesinin tesadüfi durumuna dayanır! Açıkçası, gökbilimcilerin kozmolojik mesafeler için kollarına kadar başka numaralara ihtiyaçları vardır ve yeni bir çalışma, başka bir standart süpernova (SN II-P) tipinin başka bir standart mum olarak kullanılması olasılığını tartışmaktadır.
Tip II-P süpernovaları, bir yıldızın çekirdeği kritik limiti geçtiğinde ve artık yıldızın kütlesini destekleyemediğinde ortaya çıkan klasik, çekirdek çöküşü süpernovalardır. Ancak diğer süpernovaların aksine, II-P daha yavaş bozulur, bir süre için ışık eğrisinde bir “plato” yaratarak (“P” nin geldiği yer). Platoları aynı parlaklıkta olmasa da, başlangıçta standart bir mum olarak işe yaramaz hale gelmesine rağmen, son on yılda yapılan çalışmalar, diğer özelliklerin gözlemlenmesinin, gökbilimcilerin platonun parlaklığının gerçekte ne olduğunu belirlemelerine ve bu süpernovaları “standardize edilebilir hale getirmesine izin verebileceğini göstermiştir. ”.
Özellikle, tartışma son zamanlarda ejektanın hızı ile platonun parlaklığı arasındaki olası bağlantılar etrafında odaklanmaktadır. D’Andrea ve ark. bu yılın başlarında, mutlak parlaklığı 5169 Angstrom'daki Fe II hattının hızlarıyla ilişkilendirmeye çalıştı. Bununla birlikte, bu yöntem mesafenin% 15'ine kadar bir hataya dönüşen büyük deneysel belirsizlikler bırakmıştır.
Lawrence Berkley Ulusal Laboratuarı'ndan Dovi Poznanski liderliğindeki yeni bir ekip olan Astrophysical Journal'ın Ekim sayısında yayınlanacak yeni bir makale, hidrojen beta hattını kullanarak bu hataları azaltmaya çalışıyor. Bunun başlıca avantajlarından biri, hidrojenin, beta beta çizgisinin öne çıkmasına izin verirken Fe II çizgilerinin zayıf olma eğiliminde olmasına çok daha bol olmasıdır. Bu, sinyal / parazit (S / N) oranını ve genel verileri iyileştirir.
Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması'ndan (SDSS) gelen verileri kullanarak ekip, mesafe belirleme hatasını% 11'e indirmeyi başardı. Bu D’Andrea ve ark. çalışma, benzer mesafelerde mesafe tespiti için hala diğer birçok yöntemden önemli ölçüde daha yüksektir. Poznanski, bu verilerin muhtemelen daha parlak süpernovalara karşı doğal bir önyargı nedeniyle çarpık olduğunu ileri sürüyor. Bu sistematik hata, SDSS verilerinin ekibin kullandığı takip verileri ile desteklenmesinden kaynaklanmaktadır, ancak takipler sadece süpernova belirli parlaklık kriterlerini karşıladığında gerçekleştirilir. Bu nedenle, yöntemleri bu tipteki tüm süpernovaları tam olarak temsil etmemektedir.
Kalibrasyonlarını iyileştirmek ve umarım yöntemi iyileştirmek için ekip, çalışmalarına, bu tür önyargılardan arınmış diğer çalışmalardan genişletilmiş verilerle devam etmeyi planlıyor. Özellikle ekip, sonuçlarını desteklemek için Palomar Geçici Fabrikasını kullanmayı planlıyor.
İstatistikler geliştikçe, gökbilimciler kozmolojik mesafe merdiveni üzerinde başka bir basamak kazanacaklar, ancak sadece bu tür süpernovalardan birini bulabilecek kadar şanslılarsa.
