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Determinazione delle distanze extragalattiche

La semplice osservazione telescopica non permette di distinguere una galassia gigante e lontana da una di dimensioni minori ma vicina alla Terra. Di conseguenza, per stimare la distanza di una galassia gli astronomi confrontano la luminosità o le dimensioni degli oggetti che essa contiene con quelle di analoghi oggetti appartenenti alla Via Lattea. A questo scopo fanno riferimento alle osservazioni di supernovae, che sono stelle estremamente brillanti, di ammassi stellari e di nubi di gas.

Le variabili Cefeidi, la cui luminosità muta periodicamente, sono particolarmente preziose da questo punto di vista, poiché il loro periodo di pulsazione è correlato con la luminosità intrinseca. Misurando il periodo è possibile quindi risalire alla luminosità intrinseca, e dal confronto di questa con quella apparente è possibile determinarne la distanza.

Recentemente, inoltre, gli astronomi hanno messo in evidenza che la velocità di rivoluzione delle stelle attorno al centro delle galassie dipende dalla luminosità intrinseca e dalla massa di queste ultime; in particolare le galassie che ruotano rapidamente sono estremamente luminose; al contrario quelle che ruotano lentamente sono intrinsecamente deboli. Le velocità orbitali delle stelle in una galassia sono relativamente facili da misurare e così è possibile ricavare la luminosità intrinseca della galassia e, quindi, la corrispondente distanza.