Liela daļa astronomisko zināšanu ir balstīta uz kosmiskā attāluma kāpnēm. Viens no iemesliem, kāpēc tik daudz braucienu ir jāpiebilst, ir tas, ka tehnikas bieži kļūst grūti vai neiespējami izmantot noteiktā attālumā. Cepheid mainīgie ir fantastisks objekts, kas ļauj izmērīt attālumus, taču to spožums ir pietiekams, lai mēs tos varētu noteikt līdz dažiem desmitiem miljonu parseku. Tāpēc ir jāizstrādā jaunas metodes, kuru pamatā ir gaišāki objekti.
Visslavenākais no tiem ir Ia tipa supernovu izmantošana (tās, kas sabrūk vienkārši pārsniegt Chandrasekhar limitu) kā “standarta sveces”. Šai priekšmetu klasei ir precīzi noteikts standarta spilgtums, un, salīdzinot tā šķietamo spilgtumu ar faktisko spilgtumu, astronomi var noteikt attālumu, izmantojot attāluma moduli. Bet tas ir atkarīgs no nejaušības gadījuma, kad šāds notikums rodas, ja vēlaties uzzināt attālumu! Acīmredzot astronomiem ir vajadzīgi citi triki, lai kosmoloģiskos attālumos palielinātu piedurkni, un jauns pētījums apspriež iespēju izmantot cita veida supernovu (SN II-P) kā vēl vienu standarta sveču formu.
II-P tipa supernovas ir klasiskas supernovas, kurās notiek kodola sabrukšana, kas rodas, kad zvaigznes kodols ir pārsniedzis kritisko robežu un vairs nespēj atbalstīt zvaigznes masu. Bet atšķirībā no citām supernovām, II-P sadalās lēnāk, kādu laiku izlīdzinoties, veidojot “plato” gaismas līknē (no kurienes nāk “P”). Lai arī to plakanumi nebūt nav vienādi spilgti, padarot tos sākotnēji nelietojamus kā parasto sveci, pēdējās desmit gadu laikā veiktie pētījumi liecina, ka citu īpašību ievērošana var ļaut astronomiem noteikt, kāds patiesībā ir plato spilgtums, un padarīt šīs supernovas “standartizējamas” ”.
Īpaši pēdējā laikā diskusijas centrā ir iespējamie savienojumi starp izgrūšanas ātrumu un plato spilgtumu. D’Andrea et al publicētais pētījums. šī gada sākumā mēģināja saistīt absolūto spilgtumu ar Fe II līnijas ātrumu pie 5169 Angstromiem. Tomēr šī metode atstāja lielas eksperimentālas neskaidrības, kas radīja kļūdu līdz 15% no attāluma.
Jauns dokuments, kas tiks publicēts oktobra izdevumā Astrophysical Journal, jauna komanda, kuru vadīja Dovi Poznanski no Lawrence Berkley Nacionālās laboratorijas, mēģina samazināt šīs kļūdas, izmantojot beta ūdeņraža līniju. Viena no galvenajām priekšrocībām ir tā, ka ūdeņradis ir daudz bagātīgāks, ļaujot beta-ūdeņraža līnijai izcelties, turpretim Fe II līnijas parasti ir vājas. Tas uzlabo signāla un trokšņa (S / N) attiecību un uzlabo vispārējos datus.
Izmantojot Sloan Digital Sky Survey (SDSS) datus, komanda spēja samazināt kļūdu attāluma noteikšanā līdz 11%. Lai gan tas bija uzlabojums salīdzinājumā ar D’Andrea et al. pētījumā tas joprojām ir ievērojami augstāks par daudzām citām attāluma noteikšanas metodēm līdzīgos attālumos. Poznanski liek domāt, ka šie dati, visticamāk, ir izkropļoti, pateicoties dabiskam aizspriedumam pret gaišākām supernovām. Šī sistemātiskā kļūda izriet no fakta, ka SDSS dati tiek papildināti ar pēcpārbaudes datiem, kurus izmantoja komanda, bet turpmākos pasākumus veic tikai tad, ja supernova atbilst noteiktiem spilgtuma kritērijiem. Tādējādi to metode pilnībā neatspoguļo visas šāda veida supernovas.
Lai uzlabotu viņu kalibrēšanu un, cerams, uzlabotu metodi, komanda plāno turpināt pētījumu ar izvērstiem datiem no citiem pētījumiem, kuriem nebūtu šādu aizspriedumu. Jo īpaši komanda plāno izmantot Palomar īslaicīgo rūpnīcu, lai papildinātu savus rezultātus.
Uzlabojoties statistikai, astronomi iegūs vēl vienu soli pa kosmoloģiskā attāluma kāpnēm, bet tikai tad, ja viņiem paveiksies atrast kādu no šāda veida supernovām.
