천문학적 지식의 대부분은 우주 거리 사다리 위에 세워져 있습니다. 너무 많은 런을 추가해야하는 이유 중 하나는 기술이 특정 거리를 지나서 사용하기 어려워지기 때문입니다. Cepheid Variables는 거리를 측정 할 수있는 환상적인 물체이지만 광도는 수천만 파섹까지 감지 할 수있을 정도로 충분합니다. 따라서 더 밝은 물체를 기반으로하는 새로운 기술을 개발해야합니다.
이들 중 가장 유명한 것은 Type Ia Supernovae (붕괴되는 것)를 사용하는 것입니다. 다만 Chandrasekhar 한도)를 "표준 초"로 전달합니다. 이 종류의 물체는 잘 정의 된 표준 광도를 가지고 있으며 겉보기 밝기와 실제 밝기를 비교함으로써 천문학자는 거리 계수를 통해 거리를 결정할 수 있습니다. 그러나 이것은 거리를 알고 싶을 때 그러한 사건이 발생하는 우연한 상황에 달려 있습니다! 천문학 자들은 우주의 거리를 넓히기 위해 다른 속임수를 필요로하며, 새로운 연구는 또 다른 형태의 초신성 (SN II-P)을 다른 형태의 표준 양초로 사용할 가능성에 대해 논의합니다.
유형 II-P 초신성은 별의 핵심이 임계 한계를 넘어 더 이상 별의 질량을 지탱할 수 없을 때 발생하는 고전적인 코어 붕괴 초신성입니다. 그러나 다른 초신성과는 달리 II-P는 더 느리게 쇠퇴하여 일정 시간 동안 빛 곡선 ( "P"가 나오는 곳)에서 "고원"을 만듭니다. 고원의 밝기가 모두 같지는 않지만 처음에는 표준 양초로 쓸모가 없지만 지난 10 년 동안의 연구에 따르면 다른 속성을 관찰하면 천문학자가 고원의 밝기가 실제로 무엇인지 확인하고 이러한 초신성을“표준화 할 수있는”것으로 만들 수 있습니다 ”.
특히, 토출 속도와 고원의 밝기 사이의 가능한 연결을 중심으로 논의가 진행되고있다. D' Andrea 등이 발표 한 연구. 올해 초 5169 옹스트롬에서 Fe II 라인의 속도에 절대 밝기를 연결하려고 시도했습니다. 그러나,이 방법은 큰 실험적 불확실성을 남겼으며, 이는 거리의 최대 15 %의 오차로 해석되었다.
Lawrence Berkley National Laboratory의 Dovi Poznanski가 이끄는 새로운 팀인 Astrophysical Journal의 10 월호에 게재 될 새로운 논문은 수소 베타 라인을 활용하여 이러한 오류를 줄이려고합니다. 이것의 주요 장점 중 하나는 수소가 훨씬 풍부하여 수소 베타 라인이 두드러지는 반면 Fe II 라인은 약한 경향이 있다는 것이다. 이는 신호 대 잡음비 (S / N) 비율을 개선하고 전체 데이터를 개선합니다.
Sloan Digital Sky Survey (SDSS)의 데이터를 사용하여 팀은 거리 결정 오류를 11 %로 줄일 수있었습니다. 이것은 D' Andrea et al.에 비해 개선되었지만. 연구에 따르면 비슷한 거리에서 거리 측정을위한 다른 많은 방법보다 여전히 훨씬 높습니다. 포즈 난 스키는이 데이터는 더 밝은 초신성을 향한 자연스러운 편향으로 인해 왜곡 될 수 있다고 제안합니다. 이 체계적인 오류는 SDSS 데이터가 팀이 채택한 후속 데이터로 보완된다는 사실에서 비롯되지만 후속 작업은 초신성이 특정 밝기 기준을 충족하는 경우에만 수행됩니다. 따라서 그들의 방법이이 유형의 모든 초신성을 완전히 대표하는 것은 아닙니다.
교정을 개선하고 희망적으로 분석법을 개선하기 위해 팀은 그러한 편견이없는 다른 연구의 데이터를 확장하여 연구를 계속할 계획입니다. 특히이 팀은 Palomar Transient Factory를 사용하여 결과를 보완하려고합니다.
통계가 향상됨에 따라 천문학 자들은 우주적 거리 사다리에서 또 다른 단계를 밟을 수 있지만, 이러한 유형의 초신성 중 하나를 찾을 수있을만큼 운이 좋은 경우에만 가능합니다.
