¿Cómo determinamos la distancia de las galaxias observadas?

Las variables cefeidas fueron los marcadores de distancia originales. Las cefeidas tienen un perfil de brillo que coincide con su periodicidad, lo que nos da una vela estándar que se puede utilizar para medir la distancia. Esto fue descubierto por Henrietta Swan Leavitt en la primera década del siglo XX. Posteriormente, este conocimiento fue utilizado por Edwin Hubble para determinar la distancia a la galaxia de Andrómeda, c. 1924. esto condujo a la comprensión de que Andrómeda, referida en este momento como una nebulosa, se encontraba fuera de los límites de la Vía Láctea. En el momento de esa realización, nuestra percepción del tamaño del universo creció un millón de veces. Lo que se pensaba que era nebulosa se convirtió en galaxias con distancias cada vez mayores. Todo gracias a las variables Cefeidas.
Hubble pasó a trazar la distancia de los versos del cambio rojo y descubrió que el universo no era estático, como se creía en ese momento, sino que se expandía. Al mismo tiempo, nos dio otro marcador de distancia, el desplazamiento rojo galáctico y la constante de Hubble.
Hacia finales del siglo XX se descubrió que una cierta supernova, llamada tipo Ia, también podía usarse como una vela estándar. Estas son estrellas enanas blancas que acumulan material en su superficie. Cuando se alcanza la densidad crítica, se produce una reacción de fusión desbocada y se libera una gran cantidad de energía. Dado que la misma cantidad de masa que se está convirtiendo, independientemente de la estrella, la energía editada en forma de luz es bastante uniforme, lo que la hace adecuada como velas estándar. El problema con el tipo Ia supernova es que son raros. Encontrar uno en una galaxia que estás estudiando es pura suerte.