Muito do conhecimento astronômico é construído na escada de distância cósmica. Uma das razões pelas quais tantas execuções precisam ser adicionadas é que as técnicas geralmente se tornam difíceis ou impossíveis de serem usadas após uma certa distância. As variáveis cefeidas são um objeto fantástico que nos permite medir distâncias, mas sua luminosidade é suficiente apenas para permitir detectá-las em algumas dezenas de milhões de parsecs. Como tal, novas técnicas, baseadas em objetos mais brilhantes, devem ser desenvolvidas.
O mais famoso deles é o uso de supernovas do tipo Ia (aquelas que entram em colapso somente ultrapassar o limite de Chandrasekhar) como “velas padrão”. Essa classe de objetos tem uma luminosidade padrão bem definida e, comparando seu brilho aparente com o brilho real, os astrônomos podem determinar a distância através do módulo de distância. Mas isso depende da circunstância fortuita de ocorrer esse evento quando você quer saber a distância! Obviamente, os astrônomos precisam de outros truques na manga para distâncias cosmológicas, e um novo estudo discute a possibilidade de usar outro tipo de supernova (SN II-P) como outra forma de velas comuns.
As supernovas do tipo II-P são supernovas clássicas de colapso do núcleo que ocorrem quando o núcleo de uma estrela ultrapassa o limite crítico e não pode mais suportar a massa da estrela. Mas, ao contrário de outras supernovas, o II-P decai mais lentamente, nivelando-se por algum tempo, criando um "platô" na curva de luz (que é de onde o "P" vem). Embora seus platôs não tenham o mesmo brilho, tornando-os inicialmente inúteis como uma vela padrão, estudos realizados na última década mostraram que observar outras propriedades pode permitir que os astrônomos determinem qual é o brilho do platô e torne essas supernovas “padronizáveis”. ”.
Em particular, a discussão tem se centrado recentemente em torno de possíveis conexões entre a velocidade do ejeto e o brilho do platô. Um estudo publicado por D’Andrea et al. no início deste ano, tentou vincular o brilho absoluto às velocidades da linha Fe II em 5169 Angstroms. No entanto, esse método deixou grandes incertezas experimentais, o que resultou em um erro de até 15% da distância.
Um novo artigo, a ser publicado na edição de outubro do Astrophysical Journal, uma nova equipe, liderada por Dovi Poznanski do Lawrence Berkley National Laboratory, tenta reduzir esses erros utilizando a linha beta de hidrogênio. Uma das principais vantagens disso é que o hidrogênio é muito mais abundante, permitindo que a linha beta de hidrogênio se destaque, enquanto as linhas de Fe II tendem a ser fracas. Isso melhora a relação sinal / ruído (S / N) e melhora os dados gerais.
Usando dados do Sloan Digital Sky Survey (SDSS), a equipe conseguiu reduzir o erro na determinação da distância para 11%. Embora isso tenha sido uma melhoria em relação a D’Andrea et al. estudo, ainda é significativamente mais alto do que muitos outros métodos para determinação de distâncias a distâncias semelhantes. Poznanski sugere que esses dados provavelmente sejam distorcidos devido a um viés natural em direção a supernovas mais brilhantes. Esse erro sistemático decorre do fato de os dados do SDSS serem complementados com os dados de acompanhamento empregados pela equipe, mas os follow-ups são realizados apenas se a supernova atender a certos critérios de brilho. Como tal, o método deles não é totalmente representativo de todas as supernovas desse tipo.
Para melhorar sua calibração e, esperançosamente, melhorar o método, a equipe planeja continuar seu estudo com dados expandidos de outros estudos que estariam livres de tais preconceitos. Em particular, a equipe pretende usar a Fábrica de Transientes Palomar para complementar seus resultados.
À medida que as estatísticas melhoram, os astrônomos ganham outro degrau na escada de distância cosmológica, mas apenas se tiverem a sorte de encontrar um desse tipo de supernova.
