Gran parte del conocimiento astronómico se basa en la escala de distancia cósmica. Una de las razones por las que se deben agregar tantas carreras es que las técnicas a menudo se vuelven difíciles o imposibles de usar después de cierta distancia. Las variables cefeidas son un objeto fantástico que nos permite medir distancias, pero su luminosidad solo es suficiente para permitirnos detectarlas en unas pocas decenas de millones de parsecs. Como tal, se deben desarrollar nuevas técnicas, basadas en objetos más brillantes.
El más famoso de estos es el uso de supernovas de tipo Ia (que colapsan sólo pasar el límite de Chandrasekhar) como "velas estándar". Esta clase de objetos tiene una luminosidad estándar bien definida y al comparar su brillo aparente con el brillo real, los astrónomos pueden determinar la distancia a través del módulo de distancia. ¡Pero esto se basa en la circunstancia fortuita de que tal evento ocurra cuando quieres saber la distancia! Obviamente, los astrónomos necesitan otros trucos bajo la manga para distancias cosmológicas, y un nuevo estudio discute la posibilidad de usar otro tipo de supernova (SN II-P) como otra forma de velas estándar.
Las supernovas tipo II-P son supernovas clásicas de colapso del núcleo que se producen cuando el núcleo de una estrella ha superado el límite crítico y ya no puede soportar la masa de la estrella. Pero a diferencia de otras supernovas, el II-P se descompone más lentamente, estabilizándose durante un tiempo creando una "meseta" en la curva de luz (de donde proviene la "P"). Aunque sus mesetas no tienen el mismo brillo, lo que las hace inicialmente inútiles como una vela estándar, los estudios realizados durante la última década han demostrado que observar otras propiedades puede permitir a los astrónomos determinar cuál es el brillo de la meseta y hacer que estas supernovas sean "estandarizables". ".
En particular, la discusión se ha centrado recientemente en torno a posibles conexiones entre la velocidad de expulsión y el brillo de la meseta. Un estudio publicado por D’Andrea et al. a principios de este año intentó vincular el brillo absoluto a las velocidades de la línea Fe II en 5169 Angstroms. Sin embargo, este método dejó grandes incertidumbres experimentales que se tradujeron en un error de hasta el 15% de la distancia.
Un nuevo artículo, que se publicará en la edición de octubre de Astrophysical Journal, un nuevo equipo, dirigido por Dovi Poznanski del Laboratorio Nacional Lawrence Berkley, intenta reducir estos errores utilizando la línea beta de hidrógeno. Una de las principales ventajas de esto es que el hidrógeno es mucho más abundante, lo que permite que la línea beta del hidrógeno se destaque, mientras que las líneas Fe II tienden a ser débiles. Esto mejora la relación señal / ruido (S / N) y mejora los datos generales.
Utilizando datos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), el equipo pudo disminuir el error en la determinación de la distancia al 11%. Aunque esto fue una mejora con respecto a D’Andrea et al. estudio, todavía es significativamente más alto que muchos otros métodos para la determinación de distancia a distancias similares. Poznanski sugiere que es probable que estos datos estén sesgados debido a un sesgo natural hacia supernovas más brillantes. Este error sistemático se debe al hecho de que los datos SDSS se complementan con datos de seguimiento que el equipo empleó, pero los seguimientos solo se llevan a cabo si la supernova cumple con ciertos criterios de brillo. Como tal, su método no es totalmente representativo de todas las supernovas de este tipo.
Para mejorar su calibración y, con suerte, mejorar el método, el equipo planea continuar su estudio con datos ampliados de otros estudios que estarían libres de tales sesgos. En particular, el equipo tiene la intención de utilizar la fábrica transitoria de Palomar para complementar sus resultados.
A medida que las estadísticas mejoren, los astrónomos ganarán otro peldaño en la escala de distancia cosmológica, pero solo si tienen la suerte de encontrar uno de este tipo de supernova.
