Sebilangan besar pengetahuan astronomi dibina di tangga jarak kosmik. Salah satu sebab begitu banyak larian perlu ditambahkan adalah bahawa teknik sering menjadi sukar dan mustahil untuk digunakan melewati jarak tertentu. Pemboleh ubah Cepheid adalah objek yang hebat untuk membolehkan kita mengukur jarak, tetapi kecerahannya hanya cukup untuk membolehkan kita mengesannya hingga beberapa puluh juta parsec. Oleh itu, teknik baru, berdasarkan objek yang lebih terang mesti dikembangkan.
Yang paling terkenal adalah penggunaan Type Ia Supernovae (yang runtuh hanya lulus had Chandrasekhar) sebagai "lilin standard". Kelas objek ini mempunyai kecerahan standard yang jelas dan dengan membandingkan kecerahannya dengan kecerahan sebenar, para astronom dapat menentukan jarak melalui modulus jarak. Tetapi ini bergantung pada keadaan kebetulan kejadian seperti itu berlaku semasa anda ingin mengetahui jaraknya! Jelas, ahli astronomi memerlukan beberapa tip lain untuk jarak kosmologi, dan kajian baru membincangkan kemungkinan menggunakan jenis supernova (SN II-P) lain sebagai bentuk lilin standard yang lain.
Supernova jenis II-P adalah supernova keruntuhan inti klasik yang berlaku apabila inti bintang telah melewati had kritikal dan tidak lagi dapat menyokong jisim bintang. Tetapi tidak seperti supernova lain, II-P merosot dengan lebih perlahan, meratakan untuk beberapa waktu mewujudkan "dataran tinggi" dalam lekukan cahaya (di mana asal "P"). Walaupun dataran tinggi mereka tidak sama terang, menjadikannya pada mulanya tidak berguna sebagai lilin biasa, kajian selama sedekad yang lalu menunjukkan bahawa memerhatikan sifat-sifat lain dapat memungkinkan para astronom menentukan apakah kecerahan dataran tinggi sebenarnya dan menjadikan supernova ini "dapat diseragamkan ".
Khususnya, perbincangan berpusat baru-baru ini mengenai kemungkinan hubungan antara halaju ejecta dan kecerahan dataran tinggi. Kajian yang diterbitkan oleh D’Andrea et al. awal tahun ini cuba menghubungkan kecerahan mutlak dengan halaju garis Fe II pada 5169 Angstroms. Walau bagaimanapun, kaedah ini meninggalkan ketidakpastian eksperimen yang besar yang menyebabkan kesalahan hingga 15% jarak.
Makalah baru, yang akan diterbitkan dalam edisi Oktober Astrophysical Journal, sebuah pasukan baru, yang diketuai oleh Dovi Poznanski dari Makmal Nasional Lawrence Berkley berusaha untuk mengurangkan kesilapan ini dengan menggunakan garis hidrogen beta. Salah satu kelebihan utama untuk ini adalah bahawa hidrogen jauh lebih banyak membiarkan garis hidrogen beta menonjol sedangkan garis Fe II cenderung lemah. Ini meningkatkan nisbah isyarat ke bunyi (S / N) dan meningkatkan keseluruhan data.
Dengan menggunakan data dari Sloan Digital Sky Survey (SDSS), pasukan ini dapat mengurangkan kesalahan dalam penentuan jarak hingga 11%. Walaupun ini merupakan peningkatan berbanding D'Andrea et al. kajian, ia masih jauh lebih tinggi daripada kaedah lain untuk penentuan jarak pada jarak yang sama. Poznanski menunjukkan bahawa data ini kemungkinan tidak sesuai kerana bias semula jadi terhadap supernova yang lebih cerah. Kesalahan sistematik ini berpunca dari fakta bahawa data SDSS ditambah dengan data susulan yang digunakan oleh pasukan, tetapi tindak lanjut hanya dilakukan jika supernova memenuhi kriteria kecerahan tertentu. Oleh itu, kaedah mereka tidak sepenuhnya mewakili semua supernova jenis ini.
Untuk meningkatkan penentukuran mereka dan mudah-mudahan memperbaiki kaedah ini, pasukan merancang untuk meneruskan kajian mereka dengan data yang diperluas dari kajian lain yang akan bebas dari bias tersebut. Secara khusus pasukan ini berhasrat untuk menggunakan Palomar Transient Factory untuk menambah hasilnya.
Apabila statistik bertambah baik, para astronom akan memperoleh tangga lain di tangga jarak kosmologi, tetapi hanya jika mereka cukup bernasib baik untuk menemukan salah satu jenis supernova ini.
