Dès 1936, avec Edwin Hubble, des tentatives ont été faites pour caractériser le diamètre des galaxies. Les premières recherches se basaient sur l'observation de l'angle sous-tendu par la galaxie et de sa distance estimée, ce qui a conduit à un diamètre angulaire (également appelé « diamètre métrique »). Mais, on s'est rapidement rendu compte que la taille apparente d'une galaxie dépendait de la puissance des télescopes utilisés. Il fallait trouver d'autres méthodes.
Les galaxies ne possèdent pas de limites définies de par leur nature et elles se caractérisent par une densité stellaire décroissante à mesure que l'on s'éloigne de leur centre, ce qui rend difficile la mesure de leur taille réelle, et en fait de donner une définition univoque de la limite entre l'intérieur de la galaxie, et son extérieur. Néanmoins, au cours des dernières décennies, les astronomes ont défini plusieurs critères pour définir la taille des galaxies. Il existe trois méthodes principales avec des variations. L'une d'elles est basée sur les courbes d'égale luminosité, les isophotes. La deuxième a été développée par Vahé Petrosian en et la troisième est basée sur les données captées par le relevé 2MASS.
Finalement, avec l'une ou l'autre de ces méthodes, la base de données NASA/IPAC emploie trois différentes méthodes pour déterminer la distance d'une galaxie, donnée nécessaire au calcul de sa taille réelle. L'une est pour un décalage vers le rouge z inférieur à 0,5, la deuxième pour z ≥ 0.5 et finalement une troisième méthode pour les galaxies dont la distance a été déterminée par des méthodes indépendantes du décalage, ce qui est le cas pour une minorité d'entre elles.
Diamètre isophote Le diamètre isophote est une méthode conventionnelle de mesure de la taille d'une galaxie, basée sur sa brillance de surface. Les isophotes sont des courbes sur un diagramme (par exemple, une image de galaxie) qui relient des points de luminosité égale et ils permettent ainsi de définir l'étendue de la galaxie. La brillance de surface d'une galaxie est mesurée en magnitudes par seconde d'arc carrée (mag/as qui est parfois exprimé, surtout pour la brillance moyenne de surface d'une galaxie, en mag/am, ce qui définit la profondeur de luminosité de l'isophote. Pour illustrer le fonctionnement de cette unité, une galaxie typique comme présente une faible brillance de surface moyenne de , alors que la région centrale d'une galaxie typique dans est de . Cette luminosité équivaut à la lumière d'un objet ponctuel hypothétique de magnitude 18 (comme une étoile) répartie uniformément dans une zone d'une seconde d'arc carrée du ciel. Le diamètre isophotal est généralement défini comme la région englobant toute la lumière jusqu'à dans la bande B bleue, qui est alors appelée norme D25 standard.
La base de données NASA/IPAC décrit les trois principales méthodes utilisées pour évaluer le diamètre d'une galaxie par la méthode isophotale.
Diamètres isophotaux grand axe Roderick Oliver Redman a suggéré que les diamètres des galaxies devraient être définis opérationnellement par l'isophote de brillance de surface égale à . ce qui correspond à environ le dixième de la luminosité du ciel nocturne. Cette valeur est très près des plaques sensibles au bleu Kodad 103a-0 du relevé POSS. Ce choix est évidemment arbitraire. Mais, plus les diamètres isophotaux choisis sont faibles, plus les contraintes sur les données sont exigeantes et, par conséquent, plus les diamètres sont probablement moins bien définis. Les principales sources pour les diamètres des galaxies sont décrites sur NED, il y en a 21.
Rapports axiaux et diamètres de galaxies vues de face Le diamètre apparent du grand-axe mesuré est une fonction de l'inclinaison. Les galaxies vues davantage par la tranche ont des diamètres isophotaux apparents plus grands en raison de l'épaisseur finie du disque,ce qui entraîne un chemin optique plus long et donc une brillance de surface accrue à rayon fixe. Les corrections D(0)25 du diamètre isophotal des galaxies vues de face ont été étudiées par Gérard de Vaucouleurs, puis révisées en par Jean Heidmann et Nicole Heidmann avec la collaboration de Gérard de Vaucouleurs. Cependant, les rapports axiaux nécessaires à la correction des diamètres viennent surtout des catalogues MCG et UGC, mais aussi des catalogues principaux (Primary Galaxy Catalogs) et des galaxies KUG du relevé Kisu. Ces diamètres ont été transformés en rapport isophotal standard de , R25, dans le Second Reference Catalogue of Bright Galaxies (RC2) et dans le Third Reference Catalogue of Bright Galaxies ainsi que dans des catalogues secondaires.
Brillance de surface moyenne Pour les galaxies des catalogues secondaires, le RC2 calcule deux brillances de surface moyenne.
Le RC2, dans les catalogues de galaxies secondaires, calcule deux brillances moyennes de surface : M'25, la brillance de surface moyenne contenue dans une ellipse de diamètre D25 et de rapport axial R25, et M'e, la brillance moyenne de surface contenue dans une ouverture Ae contenant la moitié de la lumière totale, c'est-à-dire contenant la moitié de la magnitude asymptotique B. La première définition est relativement simple à calculer, la seconde est plus complexe et dépend quelque peu du modèle. L'étude de la brillance moyenne de surface des galaxies isolées et doubles présente aussi un cas spécial.
Méthode Petrosian Dans un article publié en , Vahé Petrosian a décrit un modèle mathématique aussi basé sur la brillance de surface pour déterminer le diamètre d'une galaxie. Une version modifiée de cette méthode a été employée par l'équipe du relevé SDSS. Cette méthode utilise un modèle mathématique pour une galaxie dont le rayon est déterminé par le profil moyen azimutal (horizontal) de son flux lumineux. Le programme SDSS a utilisé la magnitude de Petrosian dans la bande R, c.-à-d. la partie rouge du spectre visible à afin de garantir que le flux lumineux d'une galaxie soit capté autant que possible tout en neutralisant les effets du bruit de fond. Pour une galaxie dont le profil de luminosité est exponentiel, on s'attend à ce qu'elle capture la totalité de son flux lumineux et pour celles dont le profil suit la loi de Vaucouleurs.
Les magnitudes de Petrosian ont les avantages d'être à la fois indépendantes du décalage vers le rouge et de la distance mesurée par des méthodes indépendantes de celui-ci. Cela permet de déterminer la taille apparente d'une galaxie, car elle est définie en termes de son flux lumineux global.
Une critique d'une version antérieure de cette méthode a été émise par l'IPAC (Infrared Processing and Analysis Center). Cette méthode peut entraîner une erreur allant jusqu'à de la valeur diamètre isophotal. L'utilisation des magnitudes pétrosiennes présente également l'inconvénient de manquer la majeure partie de la lumière située en dehors de l'ouverture pétrosienne, définie par rapport au profil de luminosité global de la galaxie, en particulier pour les galaxies elliptiques, avec des rapports signal/bruit plus élevés à des distances et des décalages vers le rouge plus élevés. Une correction de cette méthode basée sur la loi de Sérsic a aussi été publiée par Graham et ses collègues en 2005.
Méthode proche infrarouge Cette méthode a été utilisée par le relevé Two Micron All-Sky Survey (2MASS) avec une adaptation des mesures isophotes précédemment utilisées. Ce relevé a été fait dans l'infrarouge proche ce qui présente l'avantage de capter la lumière des étoiles moins lumineuses, plus froides et plus anciennes. Son approche diffère des autres méthodes qui utilisent habituellement un filtre B. La méthode utilisée par 2MASS a été décrite en détail dans un article de Jarrett et ses collègues publié en 2003. Cet article qui contient plusieurs mesures effectuées par ce relevé.
La zone de détection est une ellipse d'ouverture standard définie par l'isophote infrarouge dans la bande Ks d'une longueur d'onde d'environ de . La collecte du flux lumineux global de la galaxie a été utilisée par au moins quatre méthodes : La première est une ouverture circulaire s'étendant sur à partir du centre; la deuxième part du centre jusqu'à un isophote de ; la troisième correspond à une ouverture totale définie par la distribution lumineuse radiale qui couvre l'étendue supposée de la galaxie; la dernière correspond à l'ouverture de Kron qui est définie comme étant égale à 2,5 fois le rayon du premier moment, une intégration du flux de l'ouverture « totale ».
Rayon effectif et ses variations Le rayon effectif R d'une galaxie est le rayon à l'intérieur duquel la moitié de la luminosité totale de celle-ci est émise. Le rayon effectif est utilisé comme référence dans la loi de de Vaucouleurs proposée par celui-ci en . Le choix de 50% était arbitraire, mais il s'est avéré utile dans les travaux ultérieurs de Robert A. Fish en où il a établi une loi reliant la luminosité des galaxies elliptiques à leur rayon effectif R ainsi qu'à qui a défini une loi entre le rayon R et la masse d'une galaxie, loi qui porte maintenant le nom de loi de Sérsic.
Pour définir le rayon effectif R, il faut capturer le flux global de luminosité de la galaxie, selon une méthode employée par Conselice, Bershady et Matthew dans un article publié en . Ils suggèrent de mesurer deux fois la taille où le flux de luminosité d'un rayon arbitrairement choisi, défini comme le flux local, divisé par le flux moyen global égal à 0,2.
L'utilisation du rayon effectif R permet une estimation approximative de la taille d'une galaxie, mais il n'est pas vraiment utile pour déterminer sa morphologie.
Il existe des variantes de cette méthode. En particulier, dans le catalogue Uppsala des galaxies de l'ESO. Des valeurs de 50 %, 70 % et 90 % de la lumière bleue totale détectée à travers un filtre spécifique à la bande B ont été utilisées pour calculer le diamètre d'une galaxie.
Calcul du diamètre par NED Dans une communication privée, le Dr. Joseph Mazzarella, l'un des principaux collaborateurs de NED, explique les trois cas utilisés pour déterminer la distance d'une galaxie et ensuite calculer le diamètre de celle-ci avec l'une des méthodes exposées ci-haut, méthode qui est toujours spécifiée dans la base de données. Dans les deux premiers cas, il n'existe pas de mesures indépendantes du décalage vers le rouge, ce qui est le cas pour la majorité des galaxies et dans le troisième cas, il existe des mesures indépendantes. Pas de mesures indépendantes et z ≤ 0,5 Le premier cas est celui où la majorité des galaxies n'ont pas de mesures indépendantes du décalage vers le rouge z avec celui-ci inférieur où égal à 0,5 (z ≤ 0,5). La distance de ces galaxies est déterminée en corrigeant la vitesse radiale héliocentrique pour obtenir la vitesse par rapport au fond diffus cosmologique en utilisant un modèle proposé par Mould ses collègues dans un article publié en . Les distances obtenues sont alors légèrement différentes de la distance de Hubble pour les galaxies relativement lointaines et passablement différentes pour les galaxies rapprochées. Par exemple, la distance corrigée de est égale à alors que sa distance de Hubble est de . NED utilise la distance corrigée ainsi que la dimension apparente maximale pour calculer le diamètre D de la galaxie :
D= (/3600)*(π/180)* = =
La correction sur une galaxie rapprochée comme est cependant beaucoup plus grande. La distance corrigée de est égale à , alors que sa distance de Hubble de . On obtient ainsi un diamètre égal à :
D= (/3600)*(π/180)* = =
Pas de mesures indépendantes et z > 0,5