La fluctuación del brillo de la superficie (SBF) es un indicador de distancia secundario que se utiliza para estimar distancias a las galaxias. Es útil para 100 Mpc ( parsec ). El método mide la variación en la distribución de la luz de una galaxia que surge de las fluctuaciones en el número y la luminosidad de estrellas individuales por elemento de resolución.
La técnica SBF aprovecha el hecho de que las galaxias están formadas por un número finito de estrellas. El número de estrellas en cualquier pequeña porción de una galaxia variará de un punto a otro, creando una fluctuación similar a un ruido en el brillo de su superficie. Mientras que las distintas estrellas presentes en una galaxia cubrirán un enorme rango de luminosidad, el SBF se puede caracterizar por tener un brillo medio. Una galaxia dos veces más lejana aparece dos veces más uniforme como resultado del promedio. Las galaxias elípticas más antiguas tienen poblaciones estelares bastante consistentes, por lo que se aproxima mucho a una vela estándar . En la práctica, se requieren correcciones para tener en cuenta las variaciones de edad o metalicidad de una galaxia a otra. La calibración del método se realiza empíricamente a partir de Cefeidas o teóricamente a partir de modelos de poblaciones estelares.
El patrón SBF se mide a partir del espectro de potencia de los residuos que quedan de una imagen de galaxia profunda después de restar un modelo suave de la galaxia. El patrón SBF es evidente como la transformada de la función de dispersión de puntos en el dominio de Fourier . La amplitud del espectro da la luminosidad de la estrella de fluctuación. Dado que la técnica depende de una comprensión precisa de la estructura de la imagen de la galaxia, deben excluirse fuentes extrañas como cúmulos globulares y galaxias de fondo. También deben tenerse en cuenta las correcciones por absorción de polvo interestelar . En la práctica, esto significa que SBF funciona mejor para galaxias elípticas o protuberancias de galaxias S0 , y menos para galaxias espirales, ya que generalmente tienen morfologías complejas y características extensas de polvo.
SBF se calibra mediante el uso de la cercana relación período-luminosidad (PL) de las Cefeidas basada en mediciones de magnitudes de SBF en los bulbos de galaxias espirales con distancias medidas a partir de variables Cefeidas . [1] [2]
SBF es un indicador que utiliza estrellas en las poblaciones estelares antiguas ( Población II ). [3]