De hecho, la estimación original que hizo Edwin Hubble estaba más cerca de 900,000 años luz de distancia. Se necesitaron más observaciones a lo largo del tiempo para refinarlo a su estimación actual de aproximadamente 2,54 millones de años luz.
El Telescopio Espacial Hubble (HST) recibió su nombre de Edwin Hubble, en parte porque una de las misiones principales para las que fue construido fue encontrar variables Cefeidas en galaxias adicionales. También ha tomado más medidas de los cefidos del Hubble en Andrómeda y ha proporcionado mediciones más precisas de su luminosidad, ayudando aún más a refinar la distancia.
Desde la estimación original del Hubble, ha habido y sigue habiendo intentos de refinar la distancia. En 2003, se utilizó el método de fluctuación del brillo de la superficie, que, según Wikipedia, “… mide la variación en la distribución de luz de una galaxia que surge de las fluctuaciones en los números y las luminosidades de las estrellas individuales por elemento de resolución. La técnica utiliza el hecho de que las galaxias están formadas por un número finito de estrellas. El número de estrellas en cualquier parche pequeño de una galaxia variará de un punto a otro, creando una fluctuación similar al ruido en el brillo de su superficie. Si bien las diversas estrellas presentes en una galaxia cubrirán un enorme rango de luminosidad, el SBF se puede caracterizar por tener un brillo promedio. Una galaxia dos veces más lejana aparece dos veces más suave como resultado del promedio. ”(Fluctuación del brillo de la superficie – Wikipedia). En 2004, el método de la variable cefeida se utilizó nuevamente para refinar la distancia. En 2005, se descubrió un binario eclipsante. Los astrónomos pudieron clasificar las dos estrellas por tamaño y temperatura y usar esa información para calcular su verdadera luminosidad, que luego podría compararse con la luminosidad observada para determinar la distancia. Y también en 2005 se utilizó un método conocido como “Punta de la rama gigante roja”, que examina el brillo observado de las estrellas gigantes rojas más brillantes en una galaxia. Los cuatro de estos métodos llegaron a distancias similares y, en promedio, proporcionan una distancia de 2.54 millones +/- 110,000 años luz de distancia.
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Estos métodos también se usan en otras galaxias con mayor o menor precisión.
La mayoría de los métodos para determinar las distancias de otras galaxias implican identificar alguna forma de “vela estándar”. Una vela estándar es un objeto cuyo brillo real podemos calcular de manera confiable. En el caso de una variable Cefeida, al analizar el espectro y el período de la estrella, podemos determinar su tamaño y composición y calcular qué tan brillante es realmente en su punto más brillante. Cuando sabemos eso, podemos comparar el brillo observado en su punto máximo con su brillo real calculado, lo que nos permitirá saber qué tan lejos está. Esto es algo así como ver una bombilla de 60 vatios y, sabiendo lo brillante que debe ser, poder calcular qué tan lejos está en función de cuán tenue esté desde donde estás.
El método Cefeida solo es útil hasta donde podamos resolver las variables Cefeidas individuales, menos de 100 millones de años luz. Más allá, los astrónomos usan otros métodos. Uno de estos métodos es el uso del tipo. A distancias mayores, el brillo de las supernovas de tipo Ia nos proporciona una vela estándar. En las distancias más lejanas, el desplazamiento hacia el rojo de los objetos se mide para calcular qué tan rápido se aleja de nosotros, lo que se puede utilizar para obtener una distancia estimada.
