Астрономы из Национальной лаборатории им. Лоуренса в Беркли и Калифорнийского университета (США) нашли возможность снизить погрешность оценки расстояний при обработке спектров сверхновых типа II-P (SN II-P).

У таких объектов за максимумом кривой блеска следует протяжённый пологий участок, на котором яркость падает медленно. Его называют plateau (Р, плато), что отражено в обозначении типа сверхновых.

Обычно при измерении космологических расстояний используются кривые блеска и спектры сверхновых типа Ia, пиковую яркость которых можно (в первом приближении) считать постоянной. Такую стабильность параметров обеспечивает единый механизм взрыва: предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, приближающейся к пределу Чандрасекара. Погрешность определения расстояния по данным наблюдений SN Ia составляет около семи процентов.

В 2002 году двое сотрудников Аризонского университета разработали довольно простую методику расчёта расстояний для SN II-P. Одним из основных параметров модели стала скорость разлёта выброшенного при взрыве вещества, которая определялась по доплеровскому сдвигу спектральной линии однократно ионизованного железа на 5 169 Å. Спектр снимался на плато, примерно через 50 дней после взрыва.

Через семь лет группа учёных, которую возглавил один из авторов рассматриваемой работы Дови Познански (Dovi Poznanski), протестировала методику на 17 сверхновых типа II-P, получив обнадёживающие результаты — погрешность, примерно равную 10%. Все эти объекты, впрочем, были приближены к Земле; в недавнем исследовании, выполненном под руководством астрофизика Кристофера Д’Андреа (Christopher D'Andrea) из Пенсильванского университета, добавление более удалённых сверхновых, обнаруженных в рамках проекта SDSS II, увеличило погрешность сразу до 15%.

Группа г-на Познански работала с тем же набором данных. Учёные обратили внимание на то, что поиск SN II-P не входил в задачи SDSS II, ориентированного на сверхновые типа Ia, и имеющиеся спектры во многих случаях снимались слишком рано, когда линии железа, которые приобретают завершённый вид через несколько недель после взрыва, ещё не успевали сформироваться. Рассмотрев 28 спектров 13 SN II-P, астрономы выяснили, что скорости разлёта, определённые по линии железа и по второй линии (Н_β, 4 861 Å) в серии Бальмера, чётко связаны между собой выражением V_Fe = (0,84 ± 0,05)•V_H. Использование Н_β позволило заметно увеличить точность расчётов: погрешность снизилась до приемлемого значения в 11%.

Сейчас г-н Познански пытается расширить область применимости методики, обрабатывая более крупный массив данных, объединяющий около 60 сверхновых типа II-P.

Связь скоростей, определённых по разным линиям. Выпадающее значение V_Fe = 8 400 км/с рассчитано по спектру сверхновой SN 2005cs, снятому всего через два дня после взрыва. (Иллюстрация из The Astrophysical Journal.)