Objeto más brillante en una galaxia

Usar el objeto más brillante en una galaxia puede ser otro buen método.

• Las regiones HII gigantes, por ejemplo, contienen de hidrógeno ionizado visible a grandes distancias. Mediciones angulares y magnitudes aparentes de regiones HII en nuestra galaxia pueden ser comparadas con aquéllas en galaxias cuyas distancias son conocidas. El problema es que el diámetro de una región HII es algo difícil de determinar.

• Las súper gigantes rojas más brillantes tienen la misma magnitud visual absoluta en todas las galaxias. Esto es debido a que la pérdida de masa disminuye la masa de estas estrellas al mismo límite físico. Basándose en una muestra de 3 estrellas, la magnitud promedio encontrada fue . El problema es que las estrellas deben ser resueltas, lo cual no siempre es posible.

• Los cúmulos globulares (GC) podrían ser mejores candidatos, puesto que son más grandes y, en consecuencia, más fácilmente resueltos. Las funcion de luminosidades (LF) de los GC tienen forma Gaussiana típica y un pico al punto de retorno con una magnitud visual absoluta de (que depende de la distancia al cúmulo de Virgo). En principio, puede ser usado como una vela estándar.

  El procedimiento es simple: se mide el LF del GC en una galaxia y se compara con . El problema es que uno necesita un gran número de GC para determinar con precisión el LF. Esto es, por ejemplo, importante para extender el LF más alla del punto de retorno. Este método se aplica mejor a galaxias elípticas gigantes. En principio, uno puede alcanzar distancias de hasta 50 Mpc con una precisión en el módulo de distancia de 0.4 magnitudes.

  Un problema mayor es que no conocemos las bases físicas que podrían hacer el LF de GC en galaxias una constante. Para nueve galaxias (incluyendo M31 y la Viá Láctea) éste parece ser el caso, siendo el promedio medido de .

Figura 9.7: La función de luminosidad para los cúmulos globulares alrededor de cuatro galaxias gigantes elípticas en el cúmulo de Virgo (Jacoby et al. 1992, PASP, 104, 599).

• El LF de nebulosas planetarias (PN) puede ser usado de la misma manera. Para 17 LF de PN se encuentra que la magnitud absoluta en el puto de retorno en una longitud de onda de 5007Å es .

Figura 9.8: La función de luminosidad nebulosa planetaria para el grupo de galaxias Leo (Ciardullo et al. 1989, ApJ, 344, 715) Este método está limitado a 30 Mpc.