Crédito: ESO

Astrónomos usando el telescopio VISTA del ESO (Paranal, Chile) han descubierto un componente previamente desconocido de la Vía Láctea. Mapeando las localizaciones de una clase de estrellas que varían en brillo y que son conocidas como Cefeidas, ha sido descubierto un disco de jóvenes estrellas ocultas tras gruesas nubes de polvo en el abultamiento central. 
El estudio público Vía Láctea Survey (VVV) del ESO está usando el telescopio VISTA en el observatorio Paranal para tomar múltiples imágenes, en diferentes momentos y en longitudes de onda del infrarrojo, de las regiones centrales de la Galaxia. Se están descubriendo un gran número de nuevos objetos, incluyendo estrellas variables, cúmulos y estrellas eruptivas.

Un equipo de astrónomos, liderados por Istvan Dékány (Pontificia Universidad Católica de Chile), ha usado datos del 2010 al 2014 de este estudio, para hacer un notable descubrimiento: un componente desconocido anteriormente de nuestra galaxia, la Vía Láctea.
Según Istvan Dékány, líder del nuevo estudio, “El abultamiento central de la Vía Láctea se cree que consiste en enormes cantidades de viejas estrellas. Pero los datos de VISTA han revelado algo nuevo -y muy joven según los estándares astronómicos-“.
Analizando los datos del estudio, los astrónomos han encontrado 655 candidatos a estrellas variables del tipo Cefeida. Estas estrellas se expanden y contraen periódicamente, completando el ciclo en un periodo que va de unos pocos días hasta meses, y durante el cual muestran cambios de brillo significativos.
El tiempo tomado por las Cefeidas para aumentar y disminuir el brillo nuevamente es mayor para aquellas estrellas que son más brillantes. Esta precisa relación, la cual fue descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt, hace del estudio de las Cefeidas uno de los medios más efectivos para medir distancias de objetos lejanos tanto en la Vía Láctea como en otras galaxias.
Pero no todas las Cefeidas son iguales. Hay dos clases principales. Uno con miembros más jóvenes que el otro. Dentro de los 655 candidatos el equipo ha identifica 35 que pertenecerían al subgrupo denominado Cefeidas clásicas -estrellas brillantes y jóvenes, muy diferentes de las más viejas, residentes en el abultamiento central de la Vía Láctea-.
El equipo recopiló información del brillo y del periodo de pulsación, y han deducido las distancias de estas 35 Cefeidas clásicas. Sus periodos de pulsación, los cuales están muy vinculados con su edad, revelaron su sorprendente juventud.
Según Dante Minniti, segundo autor del estudio, “Las 35 Cefeidas clásicas descubiertas tienen una edad inferior a los 100 millones de años. Las jóvenes Cefeidas pueden incluso tener una edad de tan sólo 25 millones de años, aunque no podemos excluir la presencia de incluso Cefeidas más jóvenes y brillantes”.
Las edades estas Cefeidas clásicas aportan una evidencia sólida a algo previamente no confirmado, el suministro continuo de nuevas estrellas recién formadas a la región central de la Vía Láctea durante los últimos 100 millones de años. Pero, este no es el único descubrimiento notable realizado a partir de los datos.
Mapeando las Cefeidas que han descubierto, el equipo a rastreado una característica completamente nueva en la Vía Láctea: un disco delgado de estrellas jóvenes a lo largo del abultamiento galáctico. Este nuevo componente de nuestra galaxia ha permanecido invisible tras gruesas nubes de polvo. Este descubrimiento demuestra que la capacidad de VISTA, el cual fue diseñado para estudias las estructuras profundas de la Vía Láctea mediante imágenes de alta resolución y gran campo en longitudes de onda del infrarrojo.
Según Dékány, “Este estudio es una potente demostración de las capacidades del telescopio VISTA en el estudio de oscuras regiones galácticas que no son observables por otros estudios”. Para Minniti “esta parte de la galaxia era completamente desconocida hasta que el VVV survey la localizó”.
Futuras investigaciones serán necesarias para comprender hasta donde estas Cefeidas nacieron cerca de donde están actualmente situadas o son originarias de regiones más exteriores. Comprender sus propiedades fundamentales, interacciones y evolución será clave en el reto de descubrir la evolución de la Vía Láctea, y el proceso evolutivo de la galaxia en su conjunto.
Fuente de la noticia: “VISTA Discovers New Component of Milky Way“, ESO

Crédito: NASA/JPL-Caltech/M

Un sorprendente descubrimiento: la estrella Delta Cephei, prototipo de las estrellas variables Cefeidas, tiene una compañera. Así lo han anunciado investigadores de la Universidad de Ginebra (Suiza), de la Universidad John Hopkins y de la Agencia Espacial Europea (ESA). La nueva compañera descubierta es una estrella relativamente pequeña. Tiene diez veces menos masa que Delta Cephei, aunque hay que recordar que esta estrella es gigante, con un radio cercano a 43 veces el del Sol.
Para el descubrimiento se ha realizado usando espectroscopía Doppler, con el espectrógrafo Hermes, del telescopio Mercator, en La Palma. Los investigadores realizarán nuevas observaciones tanto desde La Palma como con Gaia (ESA) con el fin de calcular con mayor precisión la órbita del sistema binario, aunque se cree que posiblemente sea muy cerrada, llegando incluso a existir interacción entre ambos componentes.

La región en el diagrama HR identificada como la banda de inestabilidad está poblada de estrellas cuyas luminosidades varían en el tiempo, denominadas estrellas variables. Las más importantes a efectos cosmológicos son las llamadas variables Cefeidas. La primera de su clase fue Delta Cephei, identificada en 1784 por John Goodricke.
Gracias a Henrietta Leavitt sabemos una relación notable entre periodo de variación y luminosidad. Su luminosidad cambian con el tiempo de modo característico: son pulsantes y su capa exterior se expande y contrae, siendo la amplitud y periodo del pulso muy estable. Cuando la distancia a este tipo de objetos es medida, muestra que su luminosidad media durante el ciclo se correlaciona extremadamente bien con el periodo de oscilación. Así, dado un periodo de oscilación, se puede estimar la máxima luminosidad de la estrella. Las Cefeidas son pues, además de unas importantes standard candles por esta peculiaridad, también por ser muy numerosas (más de 2000 conocidas), brillantes y características (fácilmente identificables con respecto a otros tipos de estrellas variables existentes). 
Sus principales características son:
– Magnitud absoluta entre -2 y -6 con un ascenso rápido seguido de una caída de brillo lenta.
– Durante el ciclo su magnitud absoluta varía aproximadamente 1 magnitud.
– El periodo va de 1 a 50 días, siendo la mayoría sobre los 5 días.
– Tienden a ser azules
Gracias al conocimiento de estas estrellas variables podemos medir distancias dentro de la Galaxia. No obstante, todos los métodos que usan la medición de magnitudes aparentes son muy sensibles al fenómeno conocido como extinción. La extinción está causada por polvo interestelar que se encuentra entre el observador y el objeto observado, y es especialmente problemático cuando observamos en el plano de nuestra Galaxia. La luz al pasar la nube de polvo es parcialmente absorvida y parcialmente desviada, causando un reducción del flujo luminoso medido, y como consecuencia, una sobre-estimación de la distancia. Este fenómeno también muestra dependencia con la longitud de onda de la luz, siendo mayor la fracción de luz azul afectada que de luz roja. De este modo un objeto considerado como standard candle (las variables Cefeidas son el primer objeto estelar conocido que se se puede catalogar como standard candle) puede ser usado como tal únicamente si en la línea de observación la extinción es insignificante.
El descubrimiento será publicado en The Astrophysical Journal. Se puede ampliar información en los artículos “Estrellas variables cefeidas” de Astrofísica y Física, “Delta Cephei’s hidden companion” de Phys.org.
Curva de luz de Delta Cefeo. Fuente: Uranometría Nova 2000
La región en el diagrama HR identificada como la banda de inestabilidad está poblada de estrellas cuyas luminosidades varían en el tiempo, denominadas estrellas variables. Las más importantes a efectos cosmológicos son las llamadas variables Cefeidas. La primera de su clase fue Delta Cefeo, identificada en 1784 por John Goodricke. Su luminosidad cambian con el tiempo de modo característico: son pulsantes y su capa exterior se expande y contrae, siendo la amplitud y periodo del pulso muy estable. 
Cuando la distancia a este tipo de objetos es medida, muestra que su luminosidad media durante el ciclo se correlaciona extremadamente bien con el periodo de oscilación. Así, dado un periodo de oscilación, se puede estimar la máxima luminosidad de la estrella. Las Cefeidas son pues, además de unas importantes standard candles por esta peculiaridad, también por ser muy numerosas (más de 2000 conocidas), brillantes y características (fácilmente identificables con respecto a otros tipos de estrellas variables existentes). Sus principales características son:
– Magnitud absoluta entre -2 y -6 con un ascenso rápido seguido de una caída de brillo lenta.
– Durante el ciclo su magnitud absoluta varía aproximadamente 1 magnitud.
– El periodo va de 1 a 50 días, siendo la mayoría sobre los 5 días.
– Tienden a ser azules

Gracias al conocimiento de estas estrellas variables podemos medir distancias dentro de la Galaxia. No obstante, todos los métodos que usan la medición de mangitudes aparentes son muy sensibles al fenómeno conocido como extinción. La extinción está causada por polvo interestelar que se encuentra entre el observador y el objeto observado, y es especialmente problemático cuando observamos en el plano de nuestra Galaxia. 
La luz al pasar la nube de polvo es parcialmente absorvida y parcialmente desviada, causando un reducción del flujo luminoso medido, y como consecuencia, una sobre-estimación de la distancia. Este fenómeno también muestra dependencia con la longitud de onda de la luz, siendo mayor la fracción de luz azul afectada que de luz roja. De este modo un objeto considerado como standard candle (las variables Cefeidas son el primer objeto estelar conocido que se se puede catalogar como standard candle) puede ser usado como tal únicamente si en la línea de observación la extinción es insignificante.

Introducción

El estudio de las distancias en el universo requiere del uso de objetos denominados standard candles (en castellano Velas estándares, aunque se usará a continuación el término en inglés), cuyas propiedades muestran homogeneidad lo largo de todo el universo.  Esto nos permite, conociendo las propiedades de algunos de ellos, extrapolarlo. Nos centraremos en el estudio de las distancias entre galaxias, principalmente en el estudio de las supernovas tipo Ia como standard candles.

¿Está H0 bien definida?


Hay varios caminos a la hora de calcular el valor de H0, como puede ser el estudio de estrellas, supernovas, galaxias, cúmulos de galaxias, pero hay dos cosas que se hacen evidentes:
a. El intento de calcular H0 ha ayudado a descubrimientos paralelos
b. No hay un criterio homogéneo a la hora de determinar si H0 está bien definida. En los estudios de cómo asociar galaxias a un cúmulo de galaxias determinado, no hay un criterio homogéneo a la hora de definirlo. 
Por otro lado, tampoco hay un análisis entre grupos de los datos calculados por los otros. Todo esto puede causar que la forma de determinar H0 no esté bien definida.


La relación entre distancia y velocidad radial en las nebulosas extragalácticas

Las primeras formas de determinar las distancias de las nebulosas extragalácticas (Actualmente sabemos que son galaxias como la nuestra) usaban el estudio de estrellas cuyos tipos podían ser identificados. Entre ellos tenemos las estrellas variables cefeidas, las novas y las estrellas azules dentro de nebulosas de emisión.
El límite para estas técnicas venía puesto por la capacidad de ser resueltas en dichas nebulosas. Este límite fue establecido en la luminosidad de -6.3 fotográficamente. Incluso de esta manera, había que tener cuidado, porque solamente se podían usar las estrellas más brillantes.
A tal efecto, Hubble realizo un estudio en 46 nebulosas, pudiendo calcular la distancia a 24 de estos objetos extragalácticos. De los resultados obtenidos calculó que tenían una velocidad propia de entre 110 y 150 km/s. En el caso de los objetos cuya distancia no era conocida, uso dos maneras de estudiarlos: por un lado estimar la distancia en base a la magnitud aparente promedio, y por otro lado asumiendo la relación previamente calculada entre distancia y velocidad.
De este modo encontró una relación lineal entre velocidad y distancia, no solamente a nivel de nebulosas individuales, sino también de los grupos.
Escalas de distancias extragalácticas
A la hora de determinar las distancias de galaxias lejanas, tenemos diversas maneras de hacerlo. Con distancias grandes, el observar las standard candles es difícil. El primer intento de determinar H0 dio un error muy alto, siendo de H0=559 km s-1 Mpc-1. Posteriormente, en 1954 Baade descubrió la diferencia entre las variables Cefeidas de tipo I y la variables W Vir, ajustando el valor a H0=280 Km s-1 Mpc-1. Posteriormente, en 1958, Sandage, descubrió algunas estrellas brillantes consideradas por Hubble, en realidad no lo eran, ajustando nuevamente el valor a H0=75 km s-1 Mpc-1. Hoy en día se considera que el valor está entre 50 y 100 Km s-1 Mpc-1. En el caso de los cálculos realizados en base a las supernovas de tipo Ia, este valor se situa entre 50 y 65 km s-1 Mpc-1. Quizás en un futuro este valor se ajuste mejor usando lentes gravitatorias.
Se van a analizar tres métodos de medir las distancias a las galaxias:
a. Uso de supernovas de tipo Ia como standard candles: En 1968, Kowal uso por primera vez las supernovas de tipo I como standard candles. No mostraban desviaciones sistemáticas y parecían ser buenos indicadores. En 1990, Harkness y Wheeler descubrieron dos tipos de supernovas de tipo I: las Ia, procedentes de poblaciones estelares viejas, y las Ib/c procedentes de estrellas jóvenes y masivas. Sin embargo en 1991, dos observaciones cambiaron la idea de que este tipo de supernovas podían ser buenos standard candles: Por un lado, en M84 apareció la supernova 1991bg, la cual era mucho menos luminosa que la 1957B, observada en la misma galaxia en 1957. Por otro lado la supernova 1991T fue superluminosa. Esto cuestiono que las supernovas de tipo Ia fuesen buenos indicadores para medir las distancias. También otras comparaciones con estrellas variables cefeidas indican discrepancias en los resultados.
b. Uso de los diámetros de galaxias: En 1993 Sandage asumió que las galaxias supergigantes de tipo ScI, tenían diámetros lineales constantes. A partir de ello determino un valor H0 de 43 km s-1 Mpc-1. Pero hay varios motivos que no hacen viable dicha suposición: Estudiando M100 y NGC309, muestran una diferencia de diámetros de 2 ó 3 veces. Además, si asumimos que M10 tiene la misma distancia que la galaxia M101, en la cual se han observado estrellas variables cefeidas, hay discrepancias entre las distancias medidas por Sandage y el HST al observar también cefeidas en M100. Finalmente comparando los diámetros de M31 y M33 con galaxias similares en los cúmulos de la Osa Mayor y Virgo, muestran discrepancias en las distancias obtenidas.
c. Cefeidas: El HST hace posible observar estrellas variables cefeidas en galaxias lejanas. Con ello se obtiene un valor H0=72 km s-1 Mpc-1 para el cúmulo de Virgo.
Nota: Basado en el “Jubilee debate 1996 by ASP”

Arranca la ponencia

Tras la divertida ponencia sobre el Big Bang, Javier Armentia toma el relevo para continuar la historia del Universo a una velocidad vertiginosa. Javier nos habló sobre las primeras galaxias que aparecieron en el Universo. Presenta dos ejemplos de galaxias muy antiguas: MACS 0647-1D, captada por el Telescopio Espacial Hubble (HST) en 2001 y situada a 13.300 millones de años luz, y UDFj 39546284, capturada en una imagen de campo profundo por el HST y que tiene un valor z=11,9 (lo que implica que se es una imagen de cuando el Universo tenía una edad entre 350 y 600 millones de años).

Galaxias muy muy lejanas

Personajes claves para comprender la naturaleza de las galaxias fueron Henrietta Leavitt (quién analizó miles de espectros estelares y permitió determinar las distancias a las galaxias gracias a las estrellas cefeidas) y Edwin Hubble. En 1913 se mide la distancia a la Pequeña Nube de Magallanes y en 1923 a la galaxia de Andrómeda (M31). Sin embargo el descubrimiento que revolucionó nuestro concepto del Universo fue que las galaxias se alejan más rápidamente cuanto más lejos están. 

Javier nos explica como se determinan las distancias a cuerpos tan lejanos

A continuación presentó la clasificación de Hubble de las galaxias, dividiéndolas según su morfología en espirales, elípticas e irregulares. Poco a poco se empezó a abandonar el concepto de galaxia como ‘universo isla’: se comienza a ver que las galaxias se agrupan (presentando a gran escala vacíos y regiones con mayor densidad de galaxias), interactúan,…

Viajando al pasado

También habla de la importancia de la materia oscura y de la estructura a gran escala, donde se aprecian claramente la agrupación de las galaxias en regiones filamentosas rodeadas por vacíos. Es notable la similitud entre esta forma y por ejemplo la estructura filamentosa de la red neuronal de nuestro cerebro o la iluminación nocturna de Europa. Para finalizar aborda la tasa de creación de estrellas, indicando que ésta es cada vez menor, entre otros motivos causado por la propia expansión de Universo -que frena la actuación de la gravedad-.

¿Camino de un universo frío?

[This post participates in the Carnival of Space #188 at AstroSwanny’s]

Las estrellas variables son aquellas que presentan oscilación en su brillo. Existen diferentes tipos:

Eruptivas: Aquellas con variaciones irregulares debidas a fenómenos eruptivos en la cromosfera o corona de la estrella. Ejemplos: FU Orionis, R Corona Borealis o S Dorae.
Pulsantes: Varían de forma periódica o semirregular por contracciones o expansiones. Ejemplos: Cefeidas, RR Lyrae, Mira Ceti o RV Tauri.
Cataclísmicas: Aquellas que varían por fenómenos violentos (novas y supernovas) o por caída de material en su disco de acreción. Suelen ocurrir en sistemas binarios. Ejemplos: SU Ursa Majoris y SS Cygnus.
Por rotación: Asociada la variabilidad a manchas en la superficie o inclinación del eje de rotación respecto a nosotros siendo la estrella no elipsoidal. Ejemplos: FK Coma Berenice o BY Draco.
Eclipsantes: La variabilidad se debe a eclipses en un sistema binario. Ejemplos: Beta Lyrae, Epsilon Aurigae o Beta Persei.
Otros tipos como fuentes de rayos-x visibles en el óptico o quásares variables.
Carta de localización de R Cas
Con objeto de medir la variación de brillo, el método Argelander es una sencilla técnica de interpolación para la medición del brillo de estrella variables creado en 1840. Se basa en comparar el brillo de la estrella variable con una más brillante y con otra más débil, mediante una escala de grados:
– grado 1: cuando tienen el mismo brillo a primer golpe del vista, y solo tras un rato largo se aprecia una ligera diferencia.
– grado 2: cuando tienen el mismo brillo a primer golpe de vista, pero rápidamente se aprecia  la diferencia.
– grado 3: cuando existe una ligera diferencia.
– grado 4: cuando hay una diferencia notable.
– grado 5: cuando hay una gran desproporción entre el brillo de ambas estrellas. No es aconsejable usar este grado y deberíamos elegir otra estrella para la comparación.
Posteriormente usaríamos la siguiente fórmula:
      M(V) = M(A) + ( a / (a+b) ) x ( M(B) – M(A) )
donde M(V) será la magnitud aparente de la estrella variable, M(A) la magnitud conocida de la estrella más brillante, M(B) la magnitud conocida de la estrella más débil, a el grado de comparar la estrella más brillante con la variable y b el grado de comparar la estrella más débil con la variable.
Para más información:
– Blog de estrellas variables Variastar de Miguel Rodríguez
AAVSO
– Entrada sobre el método Argelander en el Blog de Verónica Casanova Astrofísica y física
Al descubrir el primer sistema doble de estrellas en que una Cefeida variable pulsante y otra estrella pasan una frente a la otra, un equipo de astrónomos internacionales ha resuelto un misterio de décadas. El inusual alineamiento de las órbitas de las dos estrellas en este sistema binario ha permitido medir la masa de esta Cefeida con una exactitud sin precedentes. Hasta ahora los astrónomos tenían dos predicciones teóricas de las masas de Cefeidas que resultaban incompatibles. El nuevo resultado muestra que la predicción de la teoría de la pulsación estelar es adecuada, mientras que la predicción de la teoría de evolución estelar no concuerda con las nuevas observaciones.
Los nuevos resultados del equipo dirigido por Grzegorz Pietrzyński (Universidad de Concepción, Chile, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polonia) aparecen en la edición del 25 de Noviembre de 2010 de la revista Nature.

Grzegorz Pietrzyński introduce este notable resultado: “Empleando el instrumento HARPS del telescopio de 3,6 metros en el Observatorio La Silla de ESO en Chile, además de otros telescopios, hemos medido la masa de una Cefeida con una precisión mucho mayor que cualquiera de las estimaciones anteriores. Este nuevo resultado nos permite ver inmediatamente cual de las dos teorías que compiten por predecir las masas de las Cefeidas es correcta”.

Las Cefeidas Variables Clásicas, normalmente llamadas sólo Cefeidas, son estrellas inestables más grandes y más brillantes que el Sol. Se expanden y contraen de una manera regular, demorando entre  unos pocos días hasta meses en completar el ciclo. El tiempo que tardan en pasar del brillo máximo al mínimo es más largo para las estrellas más luminosas y más corto para las más tenues. Esta relación notablemente precisa hace del estudio de las Cefeidas una de las maneras más efectivas para medir las distancias hacia las galaxias cercanas y a partir de ahí construir un mapa de escalas de distancia de todo el Universo.

Lamentablemente, a pesar de su importancia, las Cefeidas no son comprendidas a cabalidad. Las predicciones de sus masas derivadas de la teoría de las estrellas pulsantes son 20  a 30% menos que las predicciones de la teoría de la evolución de las estrellas. Esta incómoda discrepancia se ha mantenido desde los años 60.

Para resolver este misterio, los astrónomos necesitaban encontrar un sistema binario de estrellas que contuviera una Cefeida y con una órbita que pudiera verse de canto desde la Tierra. En estos casos, conocidos como binarias en eclipse, el brillo de las dos estrellas disminuye cuando una de las dos pasa delante de la otra, y nuevamente cuando pasa detrás de su compañera. En estas parejas, los astrónomos pueden determinar las masas de las estrellas con gran precisión. Desgraciadamente ni las Cefeidas ni las binarias en eclipse son comunes, de modo que la posibilidad de encontrar un sistema binario tan inusual parecía muy baja. No se conocía ningún ejemplar de este tipo en la Vía Láctea.

Wolfgang Gieren, otro miembro del equipo, continúa la historia: “Hace muy poco encontramos el sistema doble de estrellas que habíamos estado esperando entre las estrellas de la Gran Nube de Magallanes. Contiene una estrella Cefeida variable que pulsa cada 3,8 días. La otra estrella es levemente más grande y más fría, y ambas estrellas se orbitan mutuamente en 310 días. La verdadera naturaleza binaria del objeto fue inmediatamente confirmada cuando lo observamos con el espectrógrafo HARPS en La Silla”.

Los observadores midieron cuidadosamente las variaciones del brillo de este inusual objeto, conocido como OGLE-LMC-CEP0227, mientras las dos estrellas orbitaban y pasaban una frente a la otra. También usaron HARPS y otros espectrógrafos para medir los movimientos de las estrellas al alejarse y acercarse a la Tierra – tanto el movimiento orbital de ambas estrellas así como el movimiento hacia adentro y hacia afuera de de la superficie de la Cefeida al expandirse y contraerse.

Esta completa y detallada información permitió a los observadores determinar el movimiento orbital, los tamaños y las masas de las dos estrellas con gran precisión, superando ampliamente lo que se había logrado previamente para una Cefeida. La masa de la Cefeida hoy se conoce con un margen de un 1% y concuerda exactamente con las predicciones de la teoría de la pulsación estelar. Sin embargo, se vio que la mayor masa que predecía la teoría de la evolución estelar estaba significativamente equivocada.

El significativo avance en la estimación de la masa es sólo uno de los resultados de este trabajo, y el equipo espera encontrar otros ejemplos de estos pares de estrellas notablemente útiles para aprovechar más el método. El equipo también cree que, a partir de estos sistemas binarios, eventualmente serán capaces de definir la distancia hacia la Gran Nube de Magallanes con un margen de un 1%, lo que significaría un avance extremadamente importante en la escala de distancias cósmicas.

Fuente: ESO

(Basado en el “Jubilee debate 1996 by ASP”)
Introducción
El estudio de las distancias en el universo require del uso de objetos denominados standard candles (en castellano Velas estandares, aunque se usará a continuación el término en inglés), cuyas propiedades muestran homegeneidad a lo largo de todo el universo.  Esto nos permite, conociendo las propiedades de algunos de ellos, extrapolarlo. Nos centraremos en el estudio de las distancias entre galaxias, principalmente en el estudio de las supernovas tipo Ia como standard candles.
¿Está H0 bien definida?
Hay varios caminos a la hora de calcular el valor de H0, como puede ser el estudio de estrellas, supernovas, galaxias, cúmulos de galaxias, pero hay dos cosas que se hacen evidentes:
a. El intento de calcular H0 ha ayudado a descubrimientos paralelos
b. No hay un criterio homogéneo a la hora de determinar si H0 está bien definida. En los estudios de cómo asociar galaxias a un cúmulo de galaxias determinado, no hay un criterio homogéneo a la hora de definirlo. Por otro lado, tampoco hay un análisis entre grupos de los datos calculados por los otros.
Todo esto puede causar que la forma de determinar H0 no esté bien definida.
La relación entre distancia y velocidad radial en las nebulosas extragalácticas
Las primeras formas de determinar las distancias de las nebulosas extragalácticas (Actualmente sabemos que son galaxias como la nuestra) usaban el estudio de estrellas cuyos tipos podían ser identificados. Entre ellos tenemos las estrellas variables cefeidas, las novas y las estrellas azules dentro de nebulosas de emisión.
El límite para estas técnicas venía puesto por la capacidad de ser resueltas en dichas nebulosas. Este límite fue establecido en la luminosidad de -6.3 fotograficamente. Incluso de esta manera, había que tener cuidado, porque solamente se podían usar las estrellas más brillantes.
A tal efecto, Hubble realizo un estudio en 46 nebulosas, pudiendo calcular la distancia a 24 de estos objetos extragalácticos. De los resultados obtenidos calculó que tenían una velocidad propia de entre 110 y 150 km/s. En el caso de los objetos cuya distancia no era conocida, uso dos maneras de estudiarlos: por un lado estimar la distancia en base a la magnitud aparente promedio, y por otro lado asumiendo la relación previamente calculada entre distancia y velocidad.
De este modo encontró una relación lineal entre velocidad y distancia, no solamente a nivel de nebulosas individuales, sino también de los grupos.
Escalas de distancias extragalacticas
A la hora de determinar las distancias de galaxias lejanas, tenemos diversas maneras de hacerlo. Con distancias grandes, el observar las standard candles es difícil. El primer intento de determinar H0 dio un error muy alto, siendo de H0=559 km s-1 Mpc-1. Posteriormente, en 1954 Baade descubrio la diferencia entre las variables Cefeidas de tipo I y la variables W Vir, ajustando el valor a H0=280 Km s-1 Mpc-1. Posteriormente, en 1958, Sandage, descubrió algunas estrellas brillantes consideradas por Hubble, en realidad no lo eran, ajustando nuevamente el valor a H0=75 km s-1 Mpc-1. Hoy en día se considera que el valor está entre 50 y 100 Km s-1 Mpc-1. En el caso de los cálculos realizados en base a las supernovas de tipo Ia, este valor se situa entre 50 y 65 km s-1 Mpc-1. Quizas en un futuro este valor se ajuste mejor usuando lentes gravitatorias.
Se van a analizar tres métodos de medir las distancias a las galaxias:
a. Uso de supernovas de tipo Ia como standard candles: En 1968, Kowal uso por primera vez las supernovas de tipo I como standard candles. No mostraban desviaciones sistematicas y parecían ser buenos indicadores. En 1990, Harkness y Wheeler descubrieron dos tipos de supernovas de tipo I: las Ia, procedentes de poblaciones estelares viejas, y las Ib/c procedentes de estrellas jóvenes y masivas. Sin embargo en 1991, dos observaciones cambiaron la idea de que este tipo de supernovas podían ser buenos standard candles: Por un lado, en M84 apareció la supernova 1991bg, la cual era mucho menos luminosa que la 1957B, observada en la misma galaxia en 1957. Por otro lado la supernova 1991T fue superluminosa. Esto cuestiono que las supernovas de tipo Ia fuesen buenos indicadores para medir las distancias. También otras comparaciones con estrellas variables cefeidas indican discrepancias en los resultados.
b. Uso de los diametros de galaxias: En 1993 Sandage asumio que las galaxias supergigantes de tipo ScI, tenian diametros lineales constantes. A partir de ello determino un valor H0 de 43 km s-1 Mpc-1. Pero hay varios motivos que no hacen viable dicha suposición: Estudiando M100 y NGC309, muestran una diferencia de diámetros de 2 ó 3 veces. Además, si asumimos que M10 tiene la misma distancia que la galaxia M101, en la cual se han observado estrellas variables cefeidas, hay discrepancias entre las distancias medidas por Sandage y el HST al observar también cefeidas en M100. Finalmente comparando los diámetros de M31 y M33 con galaxias similares en los cumulos de la osa mayor y Vigo, muestran discrepancias en las distancias obtenidas.
c. Cefeidas: El HST hace posible observar estrellas variables cefeidas en galaxias lejanas. Con ello se obtiene un valor H0=72 km s-1 Mpc-1 para el cúmulo de Virgo.