La distancia de luminosidad D L se define en términos de la relación entre la magnitud absoluta M y la magnitud aparente m de un objeto astronómico.
lo que da:
donde D L se mide en parsecs . Para los objetos cercanos (digamos, en la Vía Láctea ), la distancia de luminosidad da una buena aproximación a la noción natural de distancia en el espacio euclidiano .
La relación es menos clara para objetos distantes como los cuásares mucho más allá de la Vía Láctea, ya que la magnitud aparente se ve afectada por la curvatura del espacio-tiempo , el corrimiento al rojo y la dilatación del tiempo . Calcular la relación entre la luminosidad aparente y real de un objeto requiere tener en cuenta todos estos factores. La luminosidad real del objeto se determina mediante la ley del cuadrado inverso y las proporciones de la distancia aparente y la distancia de luminosidad del objeto.
Otra forma de expresar la distancia de luminosidad es a través de la relación flujo-luminosidad. Desde,
donde F es el flujo (W · m −2 ) y L es la luminosidad (W). A partir de esto, la distancia de luminosidad se puede expresar como:
La distancia de luminosidad está relacionada con la "distancia transversal comoving" por
y con la distancia del diámetro angular por el teorema de reciprocidad de Etherington :
donde z es el corrimiento al rojo .es un factor que permite calcular la distancia de comandita entre dos objetos con el mismo corrimiento al rojo pero en diferentes posiciones del cielo; si los dos objetos están separados por un ángulo, la distancia comoviente entre ellos sería . En un universo espacialmente plano, la distancia transversal comoving es exactamente igual a la distancia radial comoviente , es decir, la distancia que nos separa de nosotros mismos del objeto. [1]
Ver también
Notas
- ^ Andrea Gabrielli; F. Sylos Labini; Michael Joyce; Luciano Pietronero (22 de diciembre de 2004). Física estadística para estructuras cósmicas . Saltador. pag. 377. ISBN 978-3-540-40745-4.