Ein Großteil des astronomischen Wissens basiert auf der kosmischen Distanzleiter. Einer der Gründe, warum so viele Läufe hinzugefügt werden müssen, ist, dass es oft schwierig bis unmöglich wird, Techniken über eine bestimmte Distanz hinweg anzuwenden. Cepheid-Variablen sind ein fantastisches Objekt, mit dem wir Entfernungen messen können, aber ihre Leuchtkraft reicht nur aus, um sie auf einige zehn Millionen Parsec genau erkennen zu können. Daher müssen neue Techniken entwickelt werden, die auf helleren Objekten basieren.
Die bekannteste davon ist die Verwendung von Supernovae vom Typ Ia (solche, die zusammenbrechen gerade die Chandrasekhar-Grenze überschreiten) als „Standardkerzen“. Diese Klasse von Objekten hat eine genau definierte Standardhelligkeit. Durch Vergleichen ihrer scheinbaren Helligkeit mit der tatsächlichen Helligkeit können Astronomen die Entfernung über den Entfernungsmodul bestimmen. Dies hängt jedoch von dem zufälligen Umstand ab, dass ein solches Ereignis eintritt, wenn Sie die Entfernung kennen möchten! Offensichtlich brauchen Astronomen einige andere Tricks für kosmologische Entfernungen, und eine neue Studie diskutiert die Möglichkeit, eine andere Art von Supernova (SN II-P) als eine andere Form von Standardkerzen zu verwenden.
Typ-II-P-Supernovae sind klassische Kernkollaps-Supernovae, die auftreten, wenn der Kern eines Sterns die kritische Grenze überschritten hat und die Masse des Sterns nicht mehr tragen kann. Im Gegensatz zu anderen Supernovae zerfällt das II-P jedoch langsamer und gleicht sich für einige Zeit aus, wodurch ein „Plateau“ in der Lichtkurve entsteht (woher das „P“ kommt). Obwohl ihre Plateaus nicht alle die gleiche Helligkeit haben, was sie zunächst als Standardkerze unbrauchbar macht, haben Studien des letzten Jahrzehnts gezeigt, dass die Beobachtung anderer Eigenschaften es Astronomen ermöglichen kann, die Helligkeit des Plateaus tatsächlich zu bestimmen und diese Supernovae „standardisierbar“ zu machen ”.
Insbesondere wurde kürzlich über mögliche Zusammenhänge zwischen der Geschwindigkeit des Auswurfs und der Helligkeit des Plateaus diskutiert. Eine von D’Andrea et al. Anfang dieses Jahres wurde versucht, die absolute Helligkeit mit den Geschwindigkeiten der Fe II -Linie bei 5169 Angström zu verknüpfen. Diese Methode hinterließ jedoch große experimentelle Unsicherheiten, die zu einem Fehler von bis zu 15% der Entfernung führten.
Ein neues Papier, das in der Oktoberausgabe des Astrophysical Journal veröffentlicht wird, einem neuen Team unter der Leitung von Dovi Poznanski vom Lawrence Berkley National Laboratory, versucht, diese Fehler durch Verwendung der Wasserstoff-Beta-Linie zu reduzieren. Einer der Hauptvorteile dabei ist, dass Wasserstoff viel zahlreicher ist, wodurch die Beta-Linie des Wasserstoffs hervorsticht, während die Fe II -Linien tendenziell schwach sind. Dies verbessert das Signal-Rausch-Verhältnis (S / N) und verbessert die Gesamtdaten.
Mithilfe von Daten aus der Sloan Digital Sky Survey (SDSS) konnte das Team den Fehler bei der Entfernungsbestimmung auf 11% reduzieren. Obwohl dies eine Verbesserung gegenüber D’Andrea et al. Studie ist es immer noch signifikant höher als viele andere Methoden zur Entfernungsbestimmung bei ähnlichen Entfernungen. Poznanski schlägt vor, dass diese Daten wahrscheinlich aufgrund einer natürlichen Tendenz zu helleren Supernovae verzerrt sind. Dieser systematische Fehler ergibt sich aus der Tatsache, dass die SDSS-Daten durch Follow-up-Daten ergänzt werden, die das Team verwendet hat. Die Follow-ups werden jedoch nur durchgeführt, wenn die Supernova bestimmte Helligkeitskriterien erfüllt. Daher ist ihre Methode nicht vollständig repräsentativ für alle Supernovae dieses Typs.
Um ihre Kalibrierung zu verbessern und hoffentlich die Methode zu verbessern, plant das Team, die Studie mit erweiterten Daten aus anderen Studien fortzusetzen, die frei von solchen Verzerrungen wären. Insbesondere beabsichtigt das Team, die Palomar Transient Factory zu nutzen, um ihre Ergebnisse zu ergänzen.
Wenn sich die Statistiken verbessern, werden Astronomen eine weitere Stufe auf der kosmologischen Entfernungsleiter erreichen, aber nur, wenn sie das Glück haben, eine dieser Arten von Supernova zu finden.
