Большая часть астрономических знаний построена на космической лестнице расстояния. Одна из причин, по которой необходимо добавить так много пробежек, состоит в том, что методы часто становятся трудными или невозможными для использования после определенного расстояния. Переменные цефеиды - фантастический объект, позволяющий нам измерять расстояния, но их светимость достаточна только для того, чтобы мы могли обнаружить их с точностью до нескольких десятков миллионов парсек. Таким образом, должны быть разработаны новые методы, основанные на более ярких объектах.
Наиболее известным из них является использование сверхновых типа Ia (те, которые разрушаются просто пройти предел Чандрасекара) как «стандартные свечи». Этот класс объектов имеет четко определенную стандартную яркость, и, сравнивая его кажущуюся яркость с фактической яркостью, астрономы могут определять расстояние по модулю расстояния. Но это зависит от случайности такого события, когда вы хотите знать расстояние! Очевидно, что астрономы нуждаются в некоторых других хитростях для космологических расстояний, и в новом исследовании обсуждается возможность использования другого типа сверхновой (SN II-P) в качестве другой формы стандартных свечей.
Сверхновые типа II-P - это классические сверхновые с коллапсом ядра, которые возникают, когда ядро звезды перешло критический предел и больше не может поддерживать массу звезды. Но, в отличие от других сверхновых, II-P распадается медленнее, выравниваясь в течение некоторого времени, создавая «плато» на кривой блеска (откуда происходит «P»). Хотя их плато не имеют одинаковую яркость, что делает их изначально бесполезными в качестве стандартной свечи, исследования, проведенные за последнее десятилетие, показали, что наблюдение других свойств может позволить астрономам определить, какова яркость плато, и сделать эти сверхновые «стандартизированными». ».
В частности, в последнее время обсуждаются возможные связи между скоростью выброса и яркостью плато. Исследование, опубликованное D’Andrea et al. ранее в этом году была предпринята попытка связать абсолютную яркость со скоростями линии Fe II на уровне 5169 Ангстрем. Однако этот метод оставлял большие экспериментальные неопределенности, которые приводили к ошибке до 15% расстояния.
Новая статья, которая будет опубликована в октябрьском выпуске Astrophysical Journal, новая команда, возглавляемая Дови Познански из Национальной лаборатории им. Лоуренса Беркли, пытается уменьшить эти ошибки, используя водородную бета-линию. Одним из основных преимуществ этого является то, что водород гораздо более обильный, что позволяет выделять бета-линию водорода, тогда как линии Fe II имеют тенденцию быть слабыми. Это улучшает отношение сигнал / шум (S / N) и улучшает общие данные.
Используя данные Sloan Digital Sky Survey (SDSS), команда смогла уменьшить ошибку определения расстояния до 11%. Хотя это было улучшение по сравнению с D’Andrea et al. Исследование, это все еще значительно выше, чем многие другие методы определения расстояния на аналогичных расстояниях. Познански предполагает, что эти данные, вероятно, искажены из-за естественного уклона в сторону более ярких сверхновых. Эта систематическая ошибка проистекает из того факта, что данные SDSS дополняются данными наблюдения, которые использовала команда, но наблюдения проводятся только в том случае, если сверхновая соответствует определенным критериям яркости. Таким образом, их метод не является полностью репрезентативным для всех сверхновых звезд этого типа.
Чтобы улучшить их калибровку и, надеюсь, улучшить метод, команда планирует продолжить свое исследование с расширенными данными из других исследований, которые были бы свободны от таких ошибок. В частности, команда намерена использовать Palomar Transient Factory для дополнения своих результатов.
По мере улучшения статистики астрономы получат еще одну ступеньку на космологической дистанционной лестнице, но только если им повезет найти одну из сверхновых типа этого типа.
