Método de fluctuación de brillo superficial (SBF)

En 1988, John L. Tonry y Donald P. Schneider propusieron utilizar la fluctuación del brillo superficial de una galaxia como nuevo medio de determinar su distancia. La idea detrás del método es que, aunque un telescopio puede no resolver una población de estrellas brillantes en una galaxia lejana ausente, la naturaleza discreta de las estrellas causa fluctuaciones en el brillo superficial de la galaxia. Ell grado de estas fluctuaciones disminuyendo con la distancia, la apariencia de una galaxia se vuelve entonces más suave conforme se incrementa la distancia.

Consideremos la imagen CCD de una galaxia. Podemos medir el flujo medio por pixel y la raíz cuadrada media (rms) del flujo del pixel al pixel. Las fluctuaciones del brillo son causadas principalmente por las estrellas gigantes rojas brillantes. Suponga que, en promedio, hay N de estas estrellas no resueltas por pixel. Si el número de estrellas brillantes por pixel obedece la estadística de Poisson, el rms será igual a . Si es el flujo medio de las estrellas, el brillo superficial por pixel es y el rms es . El brillo superficial por sí mismo no depende de la distancia, porque mientras que . La fluctuación del brillo, por otra parte, escala con la distancia como porque. Considerando dos galaxias idénticas, una dos veces mas lejos que la otra, aunque ambas tengan el mismo brillo superficial, la imagen de las más distante parecerá dos veces más suave.

El método de SBF se puede aplicar en distancias de hasta 40Mpc, usando telescopios basados en la tierra, y hasta 125 Mpc usando el HST. Este método trabaja mejor para galaxias E y S0.