Banyak pengetahuan astronomi dibangun di atas tangga jarak kosmik. Salah satu alasan begitu banyak berlari perlu ditambahkan adalah bahwa teknik sering menjadi sulit untuk tidak mungkin digunakan melewati jarak tertentu. Variabel Cepheid adalah objek yang fantastis untuk memungkinkan kita mengukur jarak, tetapi luminositasnya hanya cukup untuk memungkinkan kita mendeteksi mereka ke beberapa puluh juta parsec. Dengan demikian, teknik baru, berdasarkan objek yang lebih cerah harus dikembangkan.
Yang paling terkenal di antaranya adalah penggunaan Tipe Ia Supernovae (yang runtuh hanya melewati batas Chandrasekhar) sebagai "lilin standar". Kelas objek ini memiliki luminositas standar yang terdefinisi dengan baik dan dengan membandingkan kecerahan yang tampak dengan kecerahan yang sebenarnya, para astronom dapat menentukan jarak melalui modulus jarak. Tetapi ini bergantung pada keadaan kebetulan karena peristiwa seperti itu terjadi ketika Anda ingin mengetahui jarak! Jelas, para astronom membutuhkan beberapa trik lain untuk menutupi jarak kosmologis mereka, dan sebuah studi baru membahas kemungkinan menggunakan jenis supernova (SN II-P) lainnya sebagai bentuk lain dari lilin standar.
Supernova tipe II-P adalah supernova klasik-inti yang terjadi ketika inti bintang telah melewati batas kritis dan tidak dapat lagi mendukung massa bintang. Tapi tidak seperti supernova lainnya, II-P meluruh lebih lambat, naik level untuk beberapa waktu menciptakan "dataran tinggi" dalam kurva cahaya (dari situlah "P" berasal). Meskipun dataran tinggi mereka tidak semuanya pada kecerahan yang sama, membuat mereka awalnya tidak berguna sebagai lilin standar, penelitian selama dekade terakhir telah menunjukkan bahwa mengamati sifat-sifat lain dapat memungkinkan para astronom untuk menentukan apa sebenarnya kecerahan dataran tinggi itu dan membuat supernova ini “terstandarisasi” ”
Secara khusus, diskusi baru-baru ini berpusat di sekitar koneksi yang mungkin antara kecepatan ejecta dan kecerahan dataran tinggi. Sebuah studi yang diterbitkan oleh D'Andrea et al. awal tahun ini mencoba untuk menghubungkan kecerahan absolut dengan kecepatan garis Fe II di 5169 Angstroms. Namun, metode ini meninggalkan ketidakpastian eksperimental besar yang diterjemahkan menjadi kesalahan hingga 15% dari jarak.
Sebuah makalah baru, yang akan diterbitkan dalam Astrophysical Journal edisi Oktober, sebuah tim baru, yang dipimpin oleh Dovi Poznanski dari Lawrence Berkley National Laboratory berupaya untuk mengurangi kesalahan ini dengan memanfaatkan garis beta hidrogen. Salah satu keuntungan utama untuk ini adalah bahwa hidrogen jauh lebih berlimpah sehingga garis beta hidrogen menonjol sedangkan garis Fe II cenderung lemah. Ini meningkatkan rasio sinyal terhadap noise (S / N) dan meningkatkan data secara keseluruhan.
Menggunakan data dari Sloan Digital Sky Survey (SDSS), tim mampu mengurangi kesalahan dalam penentuan jarak menjadi 11%. Meskipun ini merupakan peningkatan dari D'Andrea et al. Studi, itu masih jauh lebih tinggi daripada banyak metode lain untuk penentuan jarak pada jarak yang sama. Poznanski menyarankan bahwa data ini cenderung condong karena adanya bias alami terhadap supernova yang lebih cerah. Kesalahan sistematis ini berasal dari fakta bahwa data SDSS dilengkapi dengan data tindak lanjut yang digunakan tim, tetapi tindak lanjut hanya dilakukan jika supernova memenuhi kriteria kecerahan tertentu. Dengan demikian, metode mereka tidak sepenuhnya mewakili semua supernova tipe ini.
Untuk meningkatkan kalibrasi mereka dan semoga memperbaiki metode ini, tim berencana untuk melanjutkan studi mereka dengan data yang diperluas dari studi lain yang akan bebas dari bias semacam itu. Secara khusus, tim bermaksud untuk menggunakan Pabrik Sementara Palomar untuk melengkapi hasil mereka.
Seiring membaiknya statistik, para astronom akan mendapatkan anak tangga lain pada tangga jarak kosmologis, tetapi hanya jika mereka cukup beruntung untuk menemukan salah satu dari jenis supernova ini.
