Phần lớn kiến thức thiên văn được xây dựng trên thang khoảng cách vũ trụ. Một trong những lý do rất nhiều lần chạy cần được thêm vào là các kỹ thuật thường trở nên khó sử dụng trong một khoảng cách nhất định. Biến Cepheid là một đối tượng tuyệt vời để cho phép chúng ta đo khoảng cách, nhưng độ sáng của chúng chỉ đủ để cho phép chúng ta phát hiện ra chúng tới vài chục triệu Parsec. Như vậy, các kỹ thuật mới, dựa trên các đối tượng sáng hơn phải được phát triển.
Nổi tiếng nhất trong số này là việc sử dụng Type Ia Supernovae (những thứ sụp đổ chỉ vượt qua giới hạn Chandrasekhar) như nến nến tiêu chuẩn. Lớp vật thể này có độ sáng tiêu chuẩn được xác định rõ và bằng cách so sánh độ sáng biểu kiến của nó với độ sáng thực tế, các nhà thiên văn học có thể xác định khoảng cách thông qua mô đun khoảng cách. Nhưng điều này phụ thuộc vào hoàn cảnh tình cờ có một sự kiện như vậy xảy ra khi bạn muốn biết khoảng cách! Rõ ràng, các nhà thiên văn học cần một số thủ thuật khác để tạo khoảng cách vũ trụ và một nghiên cứu mới thảo luận về khả năng sử dụng một loại siêu tân tinh khác (SN II-P) như một dạng nến tiêu chuẩn khác.
Siêu tân tinh loại II-P là siêu tân tinh sụp đổ cổ điển xảy ra khi lõi của một ngôi sao đã vượt qua giới hạn tới hạn và không còn có thể hỗ trợ khối lượng của ngôi sao. Nhưng không giống như các siêu tân tinh khác, II-P phân rã chậm hơn, chững lại trong một thời gian, tạo ra một cao nguyên ánh sáng theo đường cong ánh sáng (đó là nơi mà Pọ P xuất phát). Mặc dù các cao nguyên của chúng không cùng độ sáng, khiến chúng ban đầu vô dụng như một ngọn nến tiêu chuẩn, các nghiên cứu trong thập kỷ qua đã chỉ ra rằng việc quan sát các tính chất khác có thể cho phép các nhà thiên văn xác định độ sáng của cao nguyên thực sự là gì và làm cho các siêu tân tinh này trở nên tiêu chuẩn hóa Mùi.
Cụ thể, cuộc thảo luận gần đây đã tập trung vào các kết nối có thể có giữa vận tốc của ejecta và độ sáng của cao nguyên. Một nghiên cứu được công bố bởi D hèAndrea et al. đầu năm nay đã cố gắng liên kết độ sáng tuyệt đối với vận tốc của dòng Fe II tại 5169 Angstroms. Tuy nhiên, phương pháp này đã để lại những bất ổn thực nghiệm lớn dẫn đến sai số lên tới 15% khoảng cách.
Một bài báo mới, được xuất bản trong số ra tháng 10 của Tạp chí Vật lý thiên văn, một nhóm mới, do Dovi Poznanski của Phòng thí nghiệm quốc gia Lawrence Berkley dẫn đầu đã cố gắng giảm các lỗi này bằng cách sử dụng dòng hydro beta. Một trong những lợi thế chính của điều này là hydro dồi dào hơn nhiều cho phép dòng hydro beta nổi bật trong khi các dòng Fe II có xu hướng yếu. Điều này cải thiện tỷ lệ tín hiệu nhiễu (S / N) và cải thiện dữ liệu tổng thể.
Sử dụng dữ liệu từ Khảo sát bầu trời kỹ thuật số Sloan (SDSS), nhóm nghiên cứu đã có thể giảm sai số trong xác định khoảng cách xuống 11%. Mặc dù đây là một cải tiến so với DiênAndrea et al. nghiên cứu, nó vẫn cao hơn đáng kể so với nhiều phương pháp khác để xác định khoảng cách ở khoảng cách tương tự. Poznanski cho rằng dữ liệu này có khả năng bị sai lệch do thiên lệch tự nhiên đối với siêu tân tinh sáng hơn. Lỗi hệ thống này xuất phát từ thực tế là dữ liệu SDSS được bổ sung với dữ liệu tiếp theo mà nhóm sử dụng, nhưng việc theo dõi chỉ được tiến hành nếu siêu tân tinh đáp ứng các tiêu chí độ sáng nhất định. Như vậy, phương pháp của họ không đại diện đầy đủ cho tất cả các siêu tân tinh thuộc loại này.
Để cải thiện hiệu chuẩn của họ và hy vọng cải thiện phương pháp, nhóm dự định tiếp tục nghiên cứu của họ với dữ liệu mở rộng từ các nghiên cứu khác sẽ không có sự thiên vị như vậy. Cụ thể, nhóm dự định sử dụng Palomar Transient Factory để bổ sung kết quả của họ.
Khi các số liệu thống kê được cải thiện, các nhà thiên văn học sẽ đạt được một nấc thang khác trên thang khoảng cách vũ trụ, nhưng chỉ khi họ đủ may mắn để tìm thấy một trong những siêu tân tinh này.
