13050101tamanyouniverso

Muy poco se conoce sobre el tamaño del Universo. Puede tener una longitud de billones de años luz o incluso tener un tamaño infinito. Un artículo de 2003 dice establecer una cota inferior de 24 gigaparsecs (78.000 millones de años luz) para el tamaño del Universo, pero no hay ninguna razón para creer que esta cota está de alguna manera muy ajustada, ya que hay distintas tesis del tamaño; una de ellas es que hay varios universos, otro es que el universo es infinito

El Universo observable (o visible), que consiste en toda la materia y energía que podía habernos afectado desde el Big Bang dada la limitación de la velocidad de la luz, es ciertamente finito. La distancia comóvil al extremo del Universo visible ronda los 46.500 millones de años luz en todas las direcciones desde la Tierra. Así, el Universo visible se puede considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el centro, y un diámetro de unos 93.000 millones de años luz. Hay que notar que muchas fuentes han publicado una amplia variedad de cifras incorrectas para el tamaño del Universo visible: desde 13.700 hasta 180.000 millones de años luz.

En el Universo las distancias que separan los astros son tan grandes que, si las quisiéramos expresar en metros, tendríamos que utilizar cifras muy grandes. Debido a ello, se utiliza como unidad de longitud el año luz, que corresponde a la distancia que recorre la luz en un año.

Actualmente, el modelo más comúnmente aceptado es el propuesto por Albert Einstein en su Relatividad General, en la que propone un universo "finito pero ilimitado", es decir, que a pesar de tener un volumen medible no tiene límites, de forma análoga a la superficie de una esfera, que es medible pero ilimitada. No obstante, el volumen del universo no puede ser calculado, ya que no podemos observar nada más alejado del anteriormente citado límite de observación (esfera de radio de 46.500 millones años luz, teniendo en cuenta los efectos de expansión).

Unidad	Concepto	Equivalencia
Unidad astronómica (ua)	Distancia media entre la Tierra y el Sol. No se utiliza fuera del Sistema Solar.	149.600.000 km
Año luz	Distancia que recorre la luz en un año. Si una estrella está a 10 años luz, la vemos tal como era hace 10 años. Es la más práctica.	9.46 billones de km 63.235,3 ua
Pársec (paralaje-segundo)	Distancia de un cuerpo que tiene una paralaje de 2 segmentos de arco. La más "científica".	30,86 billones de km 3,26 años luz 206.265 ua

El universo en un radio de 14000 millones de años luz (el Universo Visible)

Este mapa intenta mostrar el Universo visible. Las galaxias en el Universo tienden a juntarse en lo que llamamos Superclusters que a su vez estan rodeados por gigantescos voids, dandole al universo una apariencia celular. Debido a que la luz en el Universo viaja a una velocidad constante, podemos ver objetos en el borde del Universo cuando este era muy joven hace mas de 14 mil millones de años.

- Numero de superclusters en un radio de 14 mil millones de años luz = 10 millones

- Numero de grupos galácticos en un radio de 14 mil millones de años luz = 25 mil millones

- Numero de grandes galaxias en un radio de 14 mil millones de años luz = 350 mil millones

- Numero de galaxias pequeñas en un radio de 14 mil millones de años luz = 7 billones

- Numero de estrellas en un radio de 14 mil millones de años luz = 30 000 trillones (3x10²²)

Este mapa es de los más grandes superclusters conocidos en un radio de 2 mil millones de años luz dibujados en el plano supergalactico. Cada punto de este mapa es un cluster rico en galaxias conteniendo cientos de ellas listados en el catalogo Abell de clusteres ricos en galaxias. Este mapa no muestra todos los clusteres, solo aquellos que están agrupados juntos formando así grandes superclusters. Cada uno de estos superclusters contienen cientos o miles de grupos pequeños de galaxias. Este mapa no está completo, el plano de nuestra galaxia esta aproximadamente abajo del centro y muchos astrónomos prefieren estudiar galaxias que están lejos de este plano donde hay mucho menos gas y polvo oscureciendo nuestra vista del universo. Esto explica porque la mayoría de las superclusters conocidos están a la izquierda y a la derecha del mapa.

Los nombres del mapa se refieren a las constelaciones en donde la mayoría del supercluster se encuentra, puede ser diferente del nombre usual del supercluster, por ejemplo el Perseus-Pisces supercluster se llama 'Per-And'. El supercluster más grande del mapa es el Horologium (nombrado Hor-Eri), sin embargo hay un gran número de clusteres ricos que no se han publicado. Por ejemplo, hay una probabilidad de un gran supercluster en la constelación de Caelum a una distancia de 1.4 mil millones de años luz que esta asociados con los clusteres Abell 3256, 3265, 3268, 3273, 3275, 3285, 3289, 3295 y 3307 pero solo uno de estos clusteres ha sido listado en la compilación de clusteres de Struble y Rood's (A3295, z=0.1062) y este supercluster no fue dibujado en el mapa.

El universo en un radio de 1000 millones de años luz (superclusters cercanos)

Galaxias y clusters de galaxias no están distribuidos uniformemente en el Universo, ellos se juntan en clusters enormes y en paredes de galaxias dispersas en grandes vacios (o voids) en donde muy pocas galaxias existen. El mapa de arriba muestra muchos de estos superclusters incluyendo el Virgo supercluster - uno de los más chicos, en donde nuestra galaxia es solo un diminuto miembro. El mapa entero es aproximadamente el 7 por ciento del diámetro del Universo visible. Las galaxias individuales son muy pequeñas para aparecer en este mapa, cada punto representa un grupo de galaxias.

- Numero de grupos galácticos en un radio de mil millones de años luz = 240 000

- Numero de grandes galaxias en un radio de mil millones de años luz = 3 millones

- Numero de galaxias enanas en un radio de mil millones de años luz = 60 millones

- Numero de estrellas en un radio de mil millones de años luz = 250 mil billones

El universo en un radio de 500 millones de años luz (superclusters más cercanos)

Este es un mapa del Universo en un radio de 500 millones de años luz. Muestra muchos de los superclusters que rodean al supercluster Virgo. Estos superclusters no están solos en el espacio, muchas concentraciones más pequeñas de galaxias forman parte de las "paredes" externas rodeando gigantescos Voids (espacio vacío). Tres de las paredes más cercanas a nosotros están marcadas en el mapa, así como muchos de los voids presentes. Hay cientos de miles de galaxias en un radio de 500 millones de años luz, por eso en esta escala nuestra galaxia es un objeto insignificante.

Este dibujo muestra la distribución de galaxias en un radio de 200 millones de años luz. Muestra la región de espacio que rodea al supercluster Virgo ( supercluster = super cumulo de estrellas ). El supercluster dominante en esta sector es Centaurus ubicado cerca del Virgo. El supercluster Centaurus fue nombrado después del cluster Centaurus (A3526) sin embargo solo la mitad más cercana del supercluster se muestra en el mapa. Más allá del supercluster Virgo esta es supercluster Hydra nombrado después del cluster Hydra (A1060). En el lado izquierdo del mapa hay algunas de las galaxias más cercanas del supercluster Pavo-Indus muchas de las otras galaxias están más allá del límite de este mapa, 200 millones de años luz. Muchos "Vacios" ( Voids en Ingles ) también están marcados en el mapa - estas son regiones donde existen muy pocas galaxias, sin embargo ninguno de los vacios más cercanos son grandes si hablamos de medidas cosmológicas.

El universo en un radio de 100 millones de años luz (el supercluster Virgo)

Nuestra galaxia es solo una entre las miles que se encuentran en el radio de 100 millones de años luz. El mapa de arriba muestra como las galaxias tienden a juntarse en grupos o clusters, el más grande y cercano es el Virgo, una concentración de muchos cientos de galaxias que se impone frente a los demás grupos. Juntos, todos estos grupos son conocidos como el Supercluster Virgo. El segundo cluster en riqueza es el cluster Fornax, pero ni siquiera se acerca al Virgo. Solo las galaxias más brillantes aparecen en el mapa, la nuestra es un punto justo en el centro.

El universo en un radio de 5 millones de años luz (el grupo local de galaxias)

La Vía Láctea es una de las tres grandes galaxias que pertenecen al grupo de galaxias llamado el Grupo Local que también posee muchas galaxias enanas. Muchas de estas galaxias están marcadas en el mapa, sin embargo muchas otras son poco brillantes, por eso es probable que se descubran más en el futuro.

La Vía Láctea está rodeada de algunas galaxias enanas, que contienen una veintena de millones de estrellas, que comparadas con la población estelar de la Vía Láctea es insignificante. El mapa de arriba muestra las galaxias enanas más cercanas, las cuales están atadas gravitacionalmente y les toma miles de millones de años orbitarla.

Este mapa muestra la Vía Láctea - una galaxia espiral con al menos 200 mil millones de estrellas. Nuestro Sol está en lo profundo del brazo de Orión a 26000 años luz del centro galáctico. En el centro, las estrellas están mucho más juntas que en nuestro sector. Nótese también la presencia de pequeños clusters globulares que están ubicados fuera de nuestra galaxia y la pequeña galaxia vecina - la Sagittarius Dwarf - que está siendo tragada por nuestra galaxia.

Mapa que intenta mostrar la parte más cercana de la galaxia a 20000 años luz de nosotros. Este mapa es un dibujo de la posición de 4706 objetos que solo son encontrados en los brazos espirales de la galaxia. Principalmente son nebulosas, jóvenes clusters estelares, o estrellas gigantes jóvenes. Los objetos marcados son :

puntos blancos:	2329 estrellas de alta luminosidad (de referencias 1, 2, 3 y 4).
puntos amarillos:	421 estrellas variables Cepheid (de referencia 5).
círculos azules:	306 clusters abiertos con edad menor a 100 millones de años (de referencia 6).
círculos amarillos:	88 asociaciones OB (de referencia 7).
círculos rojos:	1562 nubes moleculares (de referencias 8, 9, 10, 11, 12 y 13).

Las nubes moleculares (marcadas en rojo) son nebulosas de varios tipos donde nacen las estrellas. Son los únicos objetos que pueden ser fácilmente detectados más allá de los 10000 años luz porque pueden ser vistos con telescopios radiales e infrarrojos. Las distancias pueden ser calculadas usando su velocidad estimada en el modelo de rotación de la Vía Láctea. Esto no es muy preciso, por eso es difícil de llevar al mapa una estructura precisa de los brazos espirales, especialmente en las partes internas de la galaxia.

Este es un mapa de los clusters más grandes y de las nebulosas ubicadas en el radio de los 10000 años luz. El mapa está orientado de tal manera que podamos ver el plano galáctico cómodamente, con el Sol en el centro. Casi todos los clusters y nebulosas más famosas están marcadas en el mapa. Debido al polvo galáctico es muy difícil ver más allá de esta distancia.

Este es un mapa de una de las puntas de la Vía Láctea. El Sol está ubicado en el brazo de Orión - un brazo pequeño comparado con el de Sagitario, que está ubicado más cerca del centro galáctico. El mapa muestra muchas estrellas visibles a simple vista que están ubicadas en lo profundo del brazo de Orión. El grupo más notable de estrellas allí, son las estrellas principales de la constelación de Orión - de donde el brazo espiral recibe el nombre. Todas estas estrellas son gigantes brillantes o supergigantes, cientos de veces más luminosas que el Sol. La estrella más luminosa del mapa es Rho Cassiopeia (ρ Cas) - para nosotros es solo una diminuta estrella si la vemos a simple vista, sin embargo es una estrella supergigante 100 000 veces más luminosa que el Sol, está ubicada a 4000 años luz de nosotros.

Este es un mapa de las estrellas más luminosas es un radio de 2000 años luz. Cada punto de este mapa es una estrella actual listada en el catalogo Hipparcos. Un total de 6481 estrellas están registradas y cada una de ellas es más de cien veces más luminosas que el Sol. Este es un mapa un tanto burdo, porque en realidad el catalogo Hipparcos contiene con más exactitud las distancias entre las estrellas, los errores comienzan a hacerse más grandes a partir de los 800 años luz y algunas de estas estrellas pueden estar registradas unos pocos cientos de años luz de la verdadera posición. A pesar de todo la estructura del Brazo de Orión aparece claramente - la densidad de estrellas cae considerablemente en la parte de arriba y en la de abajo del mapa, y las asociaciones de las tres estrellas mayores en un radio de 2000 años luz son prominentes. Esas son regiones calientes, estrellas blancas, por ejemplo las asociación Scorpius-Centaurus contiene muchas de las estrellas más brillantes en la constelaciones de Scorpius, Lupus, Centaurus y Crux. El mayor cumulo de estrellas ( star clusters en ingles ) y las nebulosas también han sido anotadas en este mapa.

Este mapa es un dibujo de las 1500 estrellas más luminosas en un radio de 250 años luz. Todas estas estrellas son mucho más luminosas que el Sol y muchas de ellas pueden verse a simple vista. Aproximadamente un tercio de las estrellas visibles a simple vista están a un radio de 250 años luz, sin embargo esta es una pequeñísima parte de nuestra galaxia.

Este mapa muestra todas las estrellas que son visibles desde la Tierra a 50 años luz. Hay 133 estrellas en este mapa. Muchas de ellas son muy similares al Sol y es probable que haya muchos planetas parecidos a la Tierra orbitándolas. Hay aproximadamente 1300 sistemas solares en este volumen de espacio que contienen alrededor de 1800 estrellas, este mapa solo muestra solo el 10% más brillante, pero muchas de las estrellas más apagadas son enanas rojas.

Este es un mapa que muestra las estrellas conocidas en un radio de 20 años luz. Hay un total de 83 sistemas estelares conocidos que contienen 109 estrellas.

Este mapa muestra todas las estrellas que están a una distancia de 12,5 años luz de nuestro Sol. Muchas de estas estrellas son enanas rojas - estrellas que poseen una masa diez veces inferior a la del Sol y menos de cien veces su luminosidad. El ochenta por ciento de las estrellas del Universo son enanas rojas, y la estrella más cercana - Proxima Centauri - es un ejemplo.

Las distancias entre las estrellas son enormes. La distancia del Sol a Próxima Centauri es de 4,22 años luz, que es igual a 40 billones de kilómetros. Para caminar esta distancia te tomaría mil millones de años. Aun a nuestras naves más veloces les tomaría 60 mil años viajar esa distancia. Actualmente hay seis naves dejando el sistema solar - Pioneer 10 y 11, y Voyager 1 y 2 pero se perderá el contacto con ellas dentro de veinte años. El diagrama de abajo se aleja desde la parte interna de nuestro sistema solar hasta el sistema Alpha Centauri, de esta forma se puede apreciar la enorme distancia que nos separa.

Hay objetos entre el borde de nuestro sistema y la estrella más cercana. Hay muchos asteroides un poco más allá de Plutón. Ellos son llamados el Kuiper belt ( cinturon de Kuiper ) y contiene miles de asteroides y probablemente es material sobrante de la formación de nuestro sistema.

A una distancia de un año luz se sospecha que estamos rodeados de una vasta nube de asteroides congelados. Puede llegar a haber billones de estos asteroides esparcidos por esa área. Esta nube se llama Oort y se cree que es una fuente de cometas. Ocasionalmente algunos de estos asteroides congelados son atraídos hacia el Sol y cuando entran al Sistema Solar comienzan a evaporarse transformando los asteroides en cometas. Usualmente los cometas vuelven a salir del sistema solar, pero a veces son forzados a orbitar el sistema por cortos periodos.

Los astrónomos han desarrollado una gran variedad de técnicas para enfrentarse al problema de la medida de distancias. La esencia del método utilizado en la mayoría de técnicas es sencilla de explicar. Si uno tiene una bombilla situada a una distancia y la aleja hasta el doble de distancia, su brillo aparente disminuye cuatro veces, si la alejamos al triple de distancia el brillo aparente disminuye en nueve veces y así sucesivamente. Este tipo de variación se conoce como la ley inversa del cuadrado de la distancia. Entonces, si conociésemos el brillo intrínseco de un objeto en el cielo, podríamos usar esta ley para determinar la distancia. Todo parece fácil hasta que uno piensa que existen tres problemas básicos aquí:

1. Encontrar objetos en otras galaxias suficientemente similares a los que podemos estudiar a distancias cortas y entender bien sus propiedades físicas para que nos permitan utilizarlos como candelas estándar, es decir, fuentes de luz de brillo intrínseco conocido.

2. Relacionado con el primero está un factor temporal que debemos tener en cuenta, puesto que estamos observando objetos en galaxias lejanas que se hallan en nuestro pasado temporal, y no podemos asegurar que las propiedades de los objetos estudiados en el presente sean extrapolables a las propiedades de los mismos en el pasado. Este es el problema de la evolución temporal

3. Determinar los factores de corrección debidos al material (gas y polvo) que se sitúe entre el objeto observado y el observador, problema que uno capta imediatamente si decide determinar la distancia a una bobilla en medio de la niebla. Esto se conoce como corrección del factor de extinción.

A continuación se mencionan algunos métodos muy utilizados que requieren una calibración, es decir, conocer de alguna manera las propiedades físicas de los objetos implicados:

1. ESTRELLAS PULSANTES COMO CANDELAS ESTÁNDAR

Las variables Cefeidas son estrellas jóvenes, de masa intermedia (2-10 masas solares) y pulsantes, con periodos de varios días. Se llaman así por el miembro más brillante de la clase, Delta Cephei. Estas estrellas son pulsantes debido a las zonas de hidrógeno y helio ionizado que se encuentran cerca de la superficie. Este hecho fija la temperatura, más o menos, de la estrella y produce una franja de inestabilidad en el diagrama H-R. Se sabe desde hace años que existen dos grupos de cefeidas: las clásicas, con una amplitud elevada y una curva de luz asimétrica, y las cefeidas-s con una amplitud más moderada y una curva de luz simétrica.

El diagrama anterior muestra una estrella creciendo y enfriándose, luego disminuyendo de tamaño y calentándose. Las Cefeidas son más brillantes cuando están cerca de su tamaño mínimo. Puesto que todas las Cefeidas están aproximadamente a la misma temperatura, el tamaño de una Cefeida determina su luminosidad. Un objeto pulsante y grande tiene un periodo de oscilación más largo que un objeto del mismo tipo que sea más pequeño. Por lo tanto debe existir una relación periodo-luminosidad para las Cefeidas. Si uno tiene dos Cefeidas cuyos periodos de oscilación difieren en un factor dos, la de mayor periodo es aproximadamente 2.5 veces más luminosa que la de periodo corto. Puesto que es fácil medir el periodo de una estrella variable, las Cefeidas son una maravilla para determinar las distancias a galaxias. Además, las Cefeidas son tan brillantes que se pueden observar en galaxias tan lejana como M100 en el cúmulo de Virgo.
El único problema con las Cefeidas es la calibración de la relación periodo-luminosidad, pues debe realizarse usando Cefeidas situadas en las Nubes de Magallanes y en cúmulos estelares cuya distancia haya sido determinada por ajuste de la secuencia principal del cúmulo. Y uno debe preocuparse por que la calibración podría depender de la abundancia de metales en la Cefeida, la cual es mucho menor en la Gran Nube de Magallanes que en galaxias espirales luminosas del tipo M100.

Las estrellas RR Lyrae son estrellas pulsantes variables como las Cefeidas, aunque éstas son estrellas de baja masa (< 0.8 masas solares), periodos cortos (0.2-1.2 días) y amplitudes por debajo de las dos magnitudes. Se observan dentro de cúmulos globulares, son estrellas de Población II de baja metalicidad y parece ser que todas tienen la misma luminosidad. Puesto que las masas de las RR Lyrae están determinadas por las masas de las estrellas que están saliendo, evolutivamente hablando, de la secuencia principal, esta constancia en la luminosidad puede deberse a las similitudes en la edad de los cúmulos globulares.

2. FUNCIÓN DE LUMINOSIDAD DE LAS NEBULOSAS PLANETARIAS

Las nebulosas planetarias son estrellas que han evolucionado a través de las fases de gigante roja y gigante roja asintótica (ver diagrama HR) y han expulsado sus capas externas de hidrógeno sin fusionar, formando una nebulosa ionizada que rodea a una estrella central pequeña y muy caliente. Éstas emiten grandes cantidades de luz en la línea espectral de 501 nm del oxígeno dos veces ionizado (OIII) que las hace fáciles de encontrar. Las nebulosas planetarias más brillantes que se han observado parecen tener el mismo brillo en muchas galaxias, por lo que sus flujos pueden ser usados como indicador de distancia. Este método está correlacionado con el método de fluctuación del brillo superficial, el cual es sensible a la rama asintótica de estrellas gigantes antes de que expulsen sus envolturas.

3. LAS ESTRELLAS MÁS BRILLANTES

Cuando una galaxia está lo suficientemente cerca, las estrellas individuales pueden ser separadas individualmente. La más brillante de esas estrellas puede ser usada para estimar la distancia a la galaxia. Frecuentemente la gente asume que existe un límite superior fijo al brillo de las estrellas, pero esto parece ser una hipótesis débil. Sin embargo, en una población suficientemente grande de estrellas brillantes, se puede hacer una estimación razonablemente buena de la distancia.

4. DIÁMETROS DE LAS MAYORES REGIONES H II

Las estrellas muy calientes y luminosas ionizan el gas hidrógeno que se encuentra a su alrededor produciendo lo que se denomina una región H II como la nebulosa de Orion. El diámetro de las mayores regiones H II en galaxias ha sido utilizado como "vara estándar" para medir distancias. Pero parece ser nuevamente una hipótesis débil.

5. SUPERNOVAS DE TIPO IA

Las supernovas de tipo I son explosiones de enanas blancas situadas en sistemas binarios. La acreción de materia que se produce desde la estrella compañera hace que la enana blanca alcance el límite superior de masa (límite de Chandrasekhar) donde pierde su estabilidad. Entonces la estrella empieza a colapsar y la compresión propicia la combustión explosiva del carbono que produce una destrucción total de la estrella. La radiación que se emite procede principalmente de la descomposición radiactiva del níquel y el cobalto producidos en la explosión. El pico de luminosidad está relacionado con la rapidez de la caída de la curva de luz. Cuando se aplica esta correlación, la luminosidad relativa de una supernova de tipo Ia puede determinarse dentro de un intervalo de error del 20%. Se han observadas unas cuantas SN Ia en galaxias lo bastante cercanas para permitir que el Telescopio Espacial Hubble determine las distancias y luminosidades absolutas mediante el uso de Cefeidas, permitiendo una de las mejores determinaciones de la constante de Hubble.

6. FLUCTUACIONES DEL BRILLO SUPERFICIAL

Cuando una galaxia es demasiado lejana para detectar las estrellas individuales, uno puede todavía estimar la distancia utilizando las fluctuaciones estadísticas en el número de estrellas por pixel en un CCD (cámaras digitales usadas en astronomía). Una galaxia cercana podría proyectar unas 100 estrellas por pixel, mientras que una más lejana, un número como 1000. La galaxia cercana podría tener ±10% de fluctuaciones en el brillo superficial mientras que la galaxia más distante sólo un 3%. La siguiente figura ilustra este proceder mostrando una galaxia enana cercana, una galaxia gigante cercana, y una galaxia gigante a una distancia tal que su flujo total es el mismo que la galaxia cercana. Nótese que la galaxia gigante más distante tiene una imagen mucho más suave que la enana cercana.

Los siguientes métodos utilizan propiedades globales de las galaxias y deben calibrarse:

La velocidad de rotación V(rot) de una galaxia espiral puede ser utilizada como indicador de su luminosidad L. La relación observacional es aproximadamente

Puesto que la velocidad rotacional de una galaxia espiral puede medirse utilizando un espectrógrafo óptico o un radiotelescopio, se puede determinar la luminosidad. Combinada con medidas del flujo F, puede ser inferida la distancia D mediante la relación

El diagrama que se muestra a continuación representa dos galaxias: una gigante espiral lejana y una espiral enana mucho más cercana a la Tierra. Ambas cubren el mismo ángulo en el cielo y tienen el mismo brillo aparente.

Pero la galaxia distante tiene una velocidad de rotación mayor, y así la diferencia entre el desplazamiento al rojo relativo que presenta uno de los lados y el desplazamiento al azul del otro en la galaxia gigante será más notable. De esa manera pueden ser inferidas las distancias relativas de ambas galaxias.

La dispersión de velocidades estelares s(v) (que básicamente es la raíz cuadrada del promedio del cuadrado de las velocidades estelares) en una galaxia elíptica puede también ser utilizada como indicador de su luminosidad. Esta relación es aproximadamente

Puesto que la dispersión de velocidades en una galaxia elíptica puede medirse usando un espectrógrafo óptico, puede determinarse la luminosidad, que combinada con medidas de flujo nos da una estimación de la distancia

La galaxia más brillante de un cúmulo de galaxias ha sido usada como una candela estándar. Éste método adolece de las mismas dificultades que el de la estrella más brillante y el de las regiones H II de mayor tamaño: los cúmulos ricos con numerosas galaxias contienen seguramente ejemplos de galaxias muy luminosas aunque ese tipo de galaxias sea más bien raro, mientras que cúmulos menos ricos probablemente no contendrán tales miembros brillantes.

Los siguientes métodos no requieren calibración:

10. RETRASO TEMPORAL EN LENTES GRAVITATORIAS.

Cuando se observa un cuásar a través de una lente gravitatoria (deflexión de la luz por el efecto gravitatorio de una galaxia o cúmulo de galaxias interpuesto en la línea de visión del observador), múltiples imágenes del mismo cuásar pueden verse, tal y como se muestra en el diagrama que está a continuación:

Los caminos que sigue la luz desde el cuásar hasta nosotros tienen longitudes que difieren en una cantidad que depende de la distancia la cuásar y del ángulo de deflexión. Puesto que los cuásares presentas variaciones de luminosidad, la diferencia de longitudes recorrida por la luz puede ser calculada observando las diferencias temporales en variaciones particulares de la luminosidad de la fuente que se producen en varias imágenes.

El gas caliente situado en los cúmulos de galaxias distorsiona el espectro de la radiación cósmica de fondo observada a través de dichos cúmulos. El siguiente diagrama muestra un esquema de este proceso. Los electrones libres del gas dispersan una pequeña fracción de los fotones del fondo de microondas que son sustituidos por fotones ligeramente más energéticos

La diferencia entre el fondo de radiación visto a través del cúmulo y el fondo de radiación sin modificar que se ve en cualquier otra región del cielo puede medirse. En realidad, sólo aprox. un 1% e los fotones que pasan a través del cúmulo son dispersados por los electrones del gas caliente ionizado que se encuentra en éste, y el aumento de energía de estos fotones es de aprox. un 2%. Todo esto lleva a una carencia de fotones de baja energía del orden del 0.02% (0.01×0.02), que produce una reducción de la temperatura de brillo de unos 500 microKelvin cuando miramos en la dirección del cúmulo. A frecuencias altas (mayores que unos 218 GHz) el cúmulo aparece más brillante que el fondo. Este efecto es proporcional a:

Si se asume que la anchura a lo largo de la línea de visión es la misma que el diámetro del cúmulo, la distancia puede ser entonces inferida del diámetro angular del cúmulo.

Esta técnica es bien complicada, y años de duro trabajo por pioneros como Mark Birkinshaw (Birkinshaw, M. 1998) sólo ha permitido estimar unas pocas distancias, y un valor de la constante de Hubble que tiende a situarse alrededor de 60 (km/s)/Mpc sin un intervalo de error convincente.