Suur osa astronoomilistest teadmistest on üles ehitatud kosmilise vahemaa redelil. Üks põhjus, miks nii palju sõite on vaja lisada, on see, et tehnikaid on teatud vahemaa läbimisel sageli keeruline või võimatu kasutada. Cepheid-muutujad on fantastiline objekt, mis võimaldab meil mõõta vahemaid, kuid nende heledus on piisav vaid selleks, et saaksime neid tuvastada mõnekümne miljoni parseksi ulatuses. Sellisena tuleb välja töötada uued, heledamatel objektidel põhinevad tehnikad.
Kõige kuulsam neist on Ia tüüpi supernovade kasutamine (need, mis varisevad kokku lihtsalt ületage Chandrasekhari piirmäär) kui „tavalisi küünlaid“. Sellel objektide klassil on hästi määratletud standardne heledus ja astronoomid saavad selle kauguse mooduli abil määrata kauguse, kui võrrelda selle näivat heledust tegeliku heledusega. Kuid see sõltub õnnetust olukorrast, kui selline sündmus juhtub, kui soovite vahemaad teada saada! Ilmselt vajavad astronoomid kosmoloogiliste vahemaade jaoks oma varruka üles tõstmiseks veel mõnda trikki ja uues uuringus käsitletakse võimalust kasutada teist tüüpi supernoovat (SN II-P) veel ühe tüüpküünalde vormina.
II-P tüüpi supernoovad on klassikalised südamiku kokkuvarisemise supernoovad, mis tekivad siis, kui tähe tuum on ületanud kriitilise piiri ega suuda enam tähe massi toetada. Kuid erinevalt teistest supernoovadest laguneb II-P aeglasemalt, tasandades mõneks ajaks valguse kõveras „platoo“ (kust „P“ pärineb). Ehkki nende platood ei ole kõik ühesuguse heledusega, muutes need standardküünlana esialgu kasutuks, on viimase kümnendi uuringud näidanud, et muude omaduste jälgimine võib astronoomidel lubada astronoomidel kindlaks teha, milline on platoo heledus, ning muuta need supernoovad “standardiseeritavaks” ”.
Eelkõige on arutelu viimasel ajal keskendunud võimalikele seostele ejekta kiiruse ja platoo heleduse vahel. D’Andrea jt avaldatud uuring selle aasta alguses üritas siduda absoluutset heledust Fe II joone kiirusega 5169 angstromi juures. See meetod jättis aga suured eksperimentaalsed ebamäärasused, mille tulemuseks oli viga kuni 15% kaugusest.
Uus paber, mis avaldatakse Astrophysical Journali oktoobri numbris, uus meeskond, mida juhib Lawrence Berkley riikliku labori Dovi Poznanski, proovib neid vigu vesiniku beetarea abil vähendada. Selle üheks peamiseks eeliseks on see, et vesinik on palju rikkalikum, võimaldades vesiniku beeta-liinil silma paista, samal ajal kui Fe II jooned kipuvad olema nõrgad. See parandab signaali ja müra (S / N) suhet ja parandab üldisi andmeid.
Kasutades Sloan Digital Sky Survey (SDSS) andmeid, suutis meeskond vähendada kauguse määramise viga 11% -ni. Kuigi see oli paranemine võrreldes D’Andrea jt. uuringu kohaselt on see siiski oluliselt kõrgem kui paljud teised sarnaste vahemaade kauguse määramise meetodid. Poznanski arvab, et need andmed on tõenäoliselt viltu eredamate supernoovade loomuliku kallutamise tõttu. See süstemaatiline viga tuleneb asjaolust, et SDSS-i andmetele lisanduvad jälgimisandmed, mida meeskond kasutas, kuid järelkontrolle tehakse ainult siis, kui supernoova vastab teatud heleduse kriteeriumidele. Sellisena ei esinda nende meetod täielikult kõiki seda tüüpi supernoovasid.
Nende kalibreerimise parandamiseks ja loodetavasti meetodi täiustamiseks plaanib meeskond jätkata oma uuringut muude uuringute laiendatud andmetega, mis ei oleks sellistest eelarvamustest. Eelkõige kavatseb meeskond kasutada tulemuste täiendamiseks Palomari mööduvat tehast.
Statistika täiustamisel saavad astronoomid kosmoloogilise vahemaaredelil veel ühe astme, kuid ainult siis, kui neil on õnne leida üks seda tüüpi supernoova.
