Anumite fenomene din Univers produc o cantitate de energie bine determinată prin calcul.

Știm că atunci când o stea pitică albă explodează (supernovă de tip 1a), se emite o cantitate de lumină de 10³⁶W.

Aprindeți 10.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 de becuri de 100 de watti și veți vedea cu ochii voștri cât de luminoasă este o asemenea explozie (vă descurcați cu plata facturii la lumină…).

Dar dacă ști cât de luminoasă intrinsec este o asemenea explozie, o vei putea folosi pentru estimarea distanțelor. Din diferența dintre strălucirea aparentă și strălucirea intrinsecă (numită „modul de distanță) ne putem da seama de cât de departe este obiectul. De exemplu un bec de 100W va părea de numai 25W dacă se află la 2 m de tine. Asta pentru că lumina emisă de el se împrăștie pe o arie mai mare, scăderea de strălucire aparentă fiind invers proporțională cu pătratul distanței. Dacă ști că este de 100 de W (vezi ce scrie pe el prin lunetă) și îl vezi ca de 25, poti să măsori distanța până la el.

La fel și cu supernovele: luminozitatea intrinsecă de 10³⁶ W aflată la o depărtare de 2.000.000 de ani lumină va părea de 4 milioane de ori mai mică (2,5×10²⁹ W). Prima este strălucirea calculată și a doua cea aparentă. Din această diferență se măsoară distanța.

Lucrurile nu sunt atât de simple. Pentru a calcula cantitatea de lumină emisă de un asemenea obiect, trebuie să cunoști foarte bine fenomenul. Se știe însă că o pitică albă explodează atunci cand masa ei depășește 1,44 mase solare și, producându-se o explozie termonucleară clasică, se poate calcula cantitatea de energie emisă. Mai trebuie să afli dacă între tine și supernovă nu se află vreo nebuloasă care mănâncă din lumină: superova poate părea mai slabă ca strălucire decât este și distanța calculată până la galaxie va fi eronată.

Astfel, dacă dorești să măsori distanța până la galaxii, trebuie să descoperi și să observi supernove. În primul rând trebuie să le descoperi și pentru a o face este nevoie de programe automate (telescop + calcualator). Câteva programe sunt Palomar Transient Factory, Catalina Real-Time Transient Survey, LaSilla/QUEST sau Mobile Astronomical System of theTElescope-Robots. Chiar și astronomii amatori caută supernove, programul BOSS-Backyard Observatory Supernova Search fiind un exemplu.

După ce supernovele au fost descoperite, de preferință când au maximul de strălucire aparentă sau cu puțin timp înainte, trebuie obținut un spectru, adică trebuie descompusă lumina lor. Aceasta ne arată tipul supernovei: fie o stea masivă care a colapsat (supernovă de tip 2) fie o pitică albă care a explodat (supernovă de tip I). Lumânările standard sunt supernovelor de tip I.

După descoperire și confirmare este nevoie de observarea lor până când se poate spune că a trecut maximul de strălucire aparentă (care trebuie determinat), pentru că numai când strălucirea supernovei este la maxim poate fi comparată cu cea teoretică.

Odată determinat, maximul de strălucire aparentă se compară cu cel calculat și se determină depărtarea până la galaxie. Dacă maximul de strălucire a trecut și nu a fost observat, tot este nevoie de observarea obiectului, pentru că se va compara modul în care variază strălucirea acestuia cu a celor observate mai bine. Din comparație se poate estima maximul de strălucire.

Cea mai îndepărtată supernovă de acest tip are nume propriu: i se spune „SN Primo” și a fost descoperită cu ajutorul telescopului Hubble. Se află la 9 miliarde de ani lumină depărtare de noi și a explodat pe vremea când Universul avea doar 4 miliarde de ani. Detalii interesante se găsesc în articolul original dar și pe site-ul Hubble.

Obiectele numite „lumânări standard” sunt cele ale căror strălucire intrinsecă se poate calcula. La fel de bune sunt stelele cefeide sau novele.

Tycho Brahe (1572) și Kepler (1604) au văzut cu ochiul liber supernove de tip 1a (cu toate că nu știau ce sunt). Nouă când ne vine rândul?