表面輝度変動

表面輝度変動(SBF) は、銀河までの距離を推定するために使用される二次距離指標です。100 Mpc (パーセク)まで使用できます。この方法は、解像度要素ごとの個々の星の数と明るさの変動から生じる銀河の光分布の変動を測定します。

SBF 法は、銀河が有限個の星で構成されているという事実を利用しています。銀河のどの小さな部分でも星の数は点ごとに異なり、表面の明るさにノイズのような変動が生じます。銀河に存在するさまざまな星は、非常に広い範囲の明るさをカバーしますが、SBF は平均的な明るさを持つと特徴付けることができます。平均化の結果、2 倍離れた銀河は 2 倍滑らかに見えます。古い楕円銀河は、星の集団がかなり一定しているため、標準光源に近似します。実際には、銀河ごとの年齢や金属量の違いを考慮して補正する必要があります。この方法の較正は、セファイド変光星から経験的に、または星の集団モデルから理論的に行われます。

SBF パターンは、銀河の滑らかなモデルを減算した後に、深宇宙の銀河の画像から残された残差のパワー スペクトルから測定されます。SBF パターンは、フーリエ領域での点像分布関数の変換として明らかです。スペクトルの振幅は、変動星の明るさを示します。この手法は銀河の画像構造の正確な理解に依存するため、球状星団や背景銀河などの外部ソースを除外する必要があります。星間ダストの吸収の補正も考慮する必要があります。実際には、これは SBF が楕円銀河またはS0 銀河のバルジに最適であり、渦巻銀河ではそれほど効果的ではないことを意味します。渦巻銀河は一般に複雑な形態と広範なダスト特性を持つためです。

SBFは、セフェイド変光星からの距離で測定された渦巻銀河のバルジにおけるSBFの等級の測定に基づく、近傍セフェイド 周期-光度関係（PL）を使用して較正されます。^{[1] [2]}

SBFは古い恒星集団（ Population II ）の恒星を使用する指標である。^[3]