La relación de Tully-Fisher
La relación de Tully-Fisher, lleva el nombre de los dos astrónomos ingleses que la descubrieron
en 1977, relaciona la velocidad máxima
de rotación de una galaxia espiral con su luminosidad. Esta ley empírica es de la forma
siguiente :
donde los coeficientes
y
son la pendiente y el punto-cero de la relación. Para un banda fotométrica B, los valores
admitidos en la actualidad son :
y
.
Entonces, la cálculo del máximo de la velocidad de rotación observada permite estimar la magnitud
absoluta, y por comparación con la medida del brillo aparente, se puede deducir la distancia. Es una
relación de tipo masa-luminosidad que cuenta del hecho de que cuanto más masiva es una galaxia
:
-
más rápido gira,
-
y más luminosa es.
La velocidad de rotación es medida a partir de la emisión de gas contenido en le disco. Esta medida se
realiza a partir de un curva de rotación de la galaxia obtenida en espectroscopía óptica (análisis de la
línea
del hidrógeno en emisión) o bien a partir del espectro de radio.
Se obtiene una buena calibración de la relación de Tully-Fisher utilizando las estrellas
cefeidas
observadas por el telescopio Hubble en más de 30 galaxias espirales cercanas.
Las galaxias similares
El método de las galaxias similares consiste en suponer que dos galaxias tienen el mismo tipo
morfológico, la misma velocidad de rotación y , en media, la misma luminosidad. Entonces,
es suficiente comparar el brillo observado de un patrón de distancias conocido para obtener la
distancia de la galaxia. En la actualidad existen medidas de velocidades de rotación para cerca
de 16600 galaxias de nuestro universo cercano.
La relación Faber-Jackson
La relación de Faber-Jackson puede, como en el caso anterior, considerarse como una relación
masa-luminosidad. Ella relaciona la luminosidad intrínseca de una galaxia elíptica o lenticular
(pero también del bulbo de una espiral) a la dispersión de las velocidades de las estrellas de
su centro. Esta dispersión central de las velocidades es calculada a partir del ensanchamiento
de algunas líneas de absorción en el espectro óptico de las galaxias. Estas medidas son muy
delicadas porque es necesario distinguir entre el ensanchamiento debido al movimiento de las
estrellas en la galaxia, del ensanchamiento provocado por la rotación o las turbulencias en los
envoltorios de las estrellas. La relación posee una dispersión relativamente importante de 0.6 de
magnitud, que se traduce por una incertidumbre de cerca del 30% en las distancias estimadas.
Este tipo de medida es disponible para cerca de 4000 galaxias.
Introducción