Luminosity distance
http://dbpedia.org/resource/Luminosity_distance an entity of type: Abstraction100002137
La distance de luminosité est une notion utilisée en astronomie pour exprimer la distance d'un objet astronomique lointain à partir de la quantité de lumière reçue de cet objet. Elle s'obtient en comparant la magnitude absolue de l'objet et sa magnitude apparente.
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光度距離 (こうどきょり、英語: luminosity distance) とは、天体の絶対等級とから定まる距離の指標のひとつ。
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光度距離 DL 是定義天體的絕對星等M和視星等m這兩個名詞之間的關係。 也可以表示為： 此處 DL以秒差距來測量。對鄰近的天體（在銀河系內的天體）光度距離在歐氏空間提供了良好的天然距離概念。 對遙遠的物體，例如超出銀河之外的類星體，這種關係就不是很明確了，因為視星等受到時空曲率、紅移、和時間膨脹等的嚴重影響。計算光度距離和之間的關係，例如一個天體的紅移，都校將所有的這些因素考慮進去。 表達光度距離的另一種方法是通過通量-光度關係。因為， 此處F是通量 ，和L是光度 。在此处，光度距離可以表示為： 光度距離與"同移橫向距離" 關聯的方程式如下： 此處z是紅移， 是當兩個天體有相同的紅移，但在天空中的位置不同時，可以讓你計算同移距離的一個因子；如個這兩個天體分開的角度是，這兩個天體的同移距離將是。在平坦宇宙的空間，同移橫向距離與徑向同移距離是完全相同的；也就是從我們自己到天體的同移距離。
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La distància de lluminositat DL es defineix en termes de la relació entre la magnitud absoluta M i la magnitud aparent m d'un objecte astronòmic. la qual cosa dona: on DL es mesura en parsecs. Per a objectes propers (com la Via Làctia) la distància de lluminositat dona una bona aproximació a la noció natural de distància en l'espai euclidià. La relació no és tan clara per a objectes distants com quàsars més enllà de la Via Làctia, ja que la magnitud aparent es veu afectada per la curvatura espaitemps, desplaçament cap al roig i la dilatació del temps. Calcular la relació entre la distància de lluminositat i, per exemple, la desplaçament cap al roig d'un objecte requereix tenir tots aquests factors en compte.
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Die dimensionslose Leuchtkraftentfernung DL gibt an, wie weit entfernt ein astronomischen Objekt durch seine scheinbare Helligkeit m, bezogen auf seine anderweitig bekannte absolute Helligkeit M, erscheint: Da die absolute Helligkeit auf eine Entfernung von 10 Parsec bezogen ist, hat die Leuchtkraftentfernung implizit genau die Einheit 1 Parsec. Die Differenz zwischen scheinbarer und absoluter Helligkeit, auch Entfernungsmodul genannt, ergibt sich aus der Leuchtkraftentfernung durch Umstellen obiger Gleichung zu:
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Luminosity distance DL is defined in terms of the relationship between the absolute magnitude M and apparent magnitude m of an astronomical object. which gives: where DL is measured in parsecs. For nearby objects (say, in the Milky Way) the luminosity distance gives a good approximation to the natural notion of distance in Euclidean space. Another way to express the luminosity distance is through the flux-luminosity relationship, where F is flux (W·m−2), and L is luminosity (W). From this the luminosity distance (in meters) can be expressed as:
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In astronomia la distanza di luminosità di un corpo celeste (DL) è la sua distanza definita sulla base della sua magnitudine apparente (m) e della magnitudine assoluta M. Dato che la relazione fra magnitudine assoluta e magnitudine apparente è data dalla seguente equazione: risolvendo per DL si ottiene: dove DL è espressa in parsec. Un altro modo di esprimere la distanza di luminosità è attraverso la relazione fra flusso e luminosità, che è regolata dalla seguente equazione:
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광도 거리 DL은 천체 까지의 거리 중에서 절대 등급 M 과 겉보기 등급 m 사이의 관계에 의하여 정의되는 거리이다. 천체의 절대 등급 M과 겉보기 등급 m 사이에는 아래의 관계가 성립한다. 여기로부터 광도 거리 DL은 아래와 같이 구해진다. 여기서 DL의 단위는 파섹이다. 우리은하 내의 천체와 같이 근거리의 천체에 대해서 광도 거리는 유클리드 공간 내에서의 자연적인 거리 개념에 대한 양호한 근사값을 제공한다. 그런데 은하수 너머에 있는 퀘이사와 같은 원거리 천체에 대해서는, 겉보기 등급이 시공간의 곡률, 적색편이, 시간 지연의 영향을 받기 때문에 그 관계가 보다 불명확하다. 물체의 겉보기 광도와 실제 광도 사이의 관계를 계산하려면 이러한 모든 요소를 고려해야 한다. 물체의 실제 광도는 역제곱 법칙과 물체의 겉보기 거리와 광도 거리의 비율을 사용하여 결정된다. 광도 거리를 표현하는 또 다른 방법은 선속(flux)-광도 관계를 사용하는 것이다. F는 선속 (W·m -2 )이고 L 은 광도 (W)일때, 이기 때문이다. 이로부터 광도 거리는 다음과 같이 표현할 수 있다. 광도 거리는 ""(comoving transverse distance) 과
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Odległość jasnościowa (DL) i odległość kątowa są definicjami odległości bazującymi na fizycznych własnościach obiektów astronomicznych – na wysyłanym przez dany obiekt strumieniu promieniowania i na rozmiarach fizycznych obiektu. Odległość jasnościowa jest w ścisły sposób powiązana z , której bezpośrednio nie potrafimy zmierzyć, ale możemy za to obliczyć ją dla obiektu o poczerwienieniu z, dla zadanej stałej Hubble'a i składników Wszechświata Ωm0 i Ωλ0 w chwili obecnej t0. Odległość jasnościową od konkretnych obiektów potrafimy mierzyć, używając obiektów zwanych świecami standardowymi. Najbardziej spektakularny sukces osiągnięto używając do tego celu supernowych typu Ia w 1998 roku (grupa Saula Perlmuttera). Zmierzone odległości jasnościowe od supernowych pozwoliły wtedy na wyznaczenie skł
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Distància de lluminositat
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Leuchtkraftentfernung
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Distanza di luminosità
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Distance de luminosité
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광도 거리
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La distància de lluminositat DL es defineix en termes de la relació entre la magnitud absoluta M i la magnitud aparent m d'un objecte astronòmic. la qual cosa dona: on DL es mesura en parsecs. Per a objectes propers (com la Via Làctia) la distància de lluminositat dona una bona aproximació a la noció natural de distància en l'espai euclidià. La relació no és tan clara per a objectes distants com quàsars més enllà de la Via Làctia, ja que la magnitud aparent es veu afectada per la curvatura espaitemps, desplaçament cap al roig i la dilatació del temps. Calcular la relació entre la distància de lluminositat i, per exemple, la desplaçament cap al roig d'un objecte requereix tenir tots aquests factors en compte. Una altra manera d'expressar la distància de lluminositat és a través de la relació flux-lluminositat. on F és flux , i L és lluminositat . I la distància de lluminositat es pot expressar com:
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Die dimensionslose Leuchtkraftentfernung DL gibt an, wie weit entfernt ein astronomischen Objekt durch seine scheinbare Helligkeit m, bezogen auf seine anderweitig bekannte absolute Helligkeit M, erscheint: Da die absolute Helligkeit auf eine Entfernung von 10 Parsec bezogen ist, hat die Leuchtkraftentfernung implizit genau die Einheit 1 Parsec. Die Differenz zwischen scheinbarer und absoluter Helligkeit, auch Entfernungsmodul genannt, ergibt sich aus der Leuchtkraftentfernung durch Umstellen obiger Gleichung zu: Insbesondere bei weiter entfernten Objekten kann es kompliziert werden, die Leuchtkraftentfernung ausgehend von der wahren Entfernung zu berechnen, da das Licht in kosmischen Staubwolken absorbiert werden kann (interstellare Extinktion). Zudem spielt bei sehr weiten Entfernungen auch das zugrundeliegende kosmologische Modell eine Rolle. Bei relativ nahen Objekten kann jedoch angenommen werden, dass die Leuchtkraftentfernung ungefähr mit der realen Entfernung übereinstimmt.
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Luminosity distance DL is defined in terms of the relationship between the absolute magnitude M and apparent magnitude m of an astronomical object. which gives: where DL is measured in parsecs. For nearby objects (say, in the Milky Way) the luminosity distance gives a good approximation to the natural notion of distance in Euclidean space. The relation is less clear for distant objects like quasars far beyond the Milky Way since the apparent magnitude is affected by spacetime curvature, redshift, and time dilation. Calculating the relation between the apparent and actual luminosity of an object requires taking all of these factors into account. The object's actual luminosity is determined using the inverse-square law and the proportions of the object's apparent distance and luminosity distance. Another way to express the luminosity distance is through the flux-luminosity relationship, where F is flux (W·m−2), and L is luminosity (W). From this the luminosity distance (in meters) can be expressed as: The luminosity distance is related to the "comoving transverse distance" by and with the angular diameter distance by the Etherington's reciprocity theorem: where z is the redshift. is a factor that allows calculation of the comoving distance between two objects with the same redshift but at different positions of the sky; if the two objects are separated by an angle , the comoving distance between them would be . In a spatially flat universe, the comoving transverse distance is exactly equal to the radial comoving distance , i.e. the comoving distance from ourselves to the object.
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La distance de luminosité est une notion utilisée en astronomie pour exprimer la distance d'un objet astronomique lointain à partir de la quantité de lumière reçue de cet objet. Elle s'obtient en comparant la magnitude absolue de l'objet et sa magnitude apparente.
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광도 거리 DL은 천체 까지의 거리 중에서 절대 등급 M 과 겉보기 등급 m 사이의 관계에 의하여 정의되는 거리이다. 천체의 절대 등급 M과 겉보기 등급 m 사이에는 아래의 관계가 성립한다. 여기로부터 광도 거리 DL은 아래와 같이 구해진다. 여기서 DL의 단위는 파섹이다. 우리은하 내의 천체와 같이 근거리의 천체에 대해서 광도 거리는 유클리드 공간 내에서의 자연적인 거리 개념에 대한 양호한 근사값을 제공한다. 그런데 은하수 너머에 있는 퀘이사와 같은 원거리 천체에 대해서는, 겉보기 등급이 시공간의 곡률, 적색편이, 시간 지연의 영향을 받기 때문에 그 관계가 보다 불명확하다. 물체의 겉보기 광도와 실제 광도 사이의 관계를 계산하려면 이러한 모든 요소를 고려해야 한다. 물체의 실제 광도는 역제곱 법칙과 물체의 겉보기 거리와 광도 거리의 비율을 사용하여 결정된다. 광도 거리를 표현하는 또 다른 방법은 선속(flux)-광도 관계를 사용하는 것이다. F는 선속 (W·m -2 )이고 L 은 광도 (W)일때, 이기 때문이다. 이로부터 광도 거리는 다음과 같이 표현할 수 있다. 광도 거리는 ""(comoving transverse distance) 과 의 관계가 성립하고, 에서링턴 상호성 정리(Etherington's reciprocity theorem)에 의한 각지름 거리(angular diameter distance) 와, 의 관계가 성립하는데 여기서 z는 적색편이이다. 은 동일한 적색편이를 갖지만 하늘의 다른 위치에 있는 두 물체 사이의 공변 거리 및 고유 거리(comoving and proper distance)를 계산할 수 있는 요소이다. 두 물체가 의 각도로 떨어져 있는 경우에 그 사이의 공변 거리는 이다. 공간적으로 평평한 우주에서 은 종방향의 공변 거리 , 즉 우리 자신으로부터 천체까지의 공변거리와 정확히 일치한다.
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光度距離 (こうどきょり、英語: luminosity distance) とは、天体の絶対等級とから定まる距離の指標のひとつ。
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In astronomia la distanza di luminosità di un corpo celeste (DL) è la sua distanza definita sulla base della sua magnitudine apparente (m) e della magnitudine assoluta M. Dato che la relazione fra magnitudine assoluta e magnitudine apparente è data dalla seguente equazione: risolvendo per DL si ottiene: dove DL è espressa in parsec. Un altro modo di esprimere la distanza di luminosità è attraverso la relazione fra flusso e luminosità, che è regolata dalla seguente equazione: dove F è il flusso in W·cm−2 e L è la luminosità in W, oppure dove F è il flusso in erg·s−1·cm−2 e L la luminosità in erg·s−1. Ciò dato, la distanza di luminosità può essere espressa nel modo seguente: Per oggetti relativamente vicini, come quelli presenti nella Via Lattea, la distanza di luminosità rappresenta una buona approssimazione della naturale nozione di distanza in uno spazio euclideo. Per oggetti molto distanti, come i quasar, questa approssimazione non è più valida in quanto la magnitudine apparente dell'oggetto è influenzata dalla curvatura dello spaziotempo, dal redshift e dalla dilatazione del tempo. Per ottenere la distanza reale dell'oggetto in questi casi la distanza di luminosità deve essere corretta.
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Odległość jasnościowa (DL) i odległość kątowa są definicjami odległości bazującymi na fizycznych własnościach obiektów astronomicznych – na wysyłanym przez dany obiekt strumieniu promieniowania i na rozmiarach fizycznych obiektu. Odległość jasnościowa jest w ścisły sposób powiązana z , której bezpośrednio nie potrafimy zmierzyć, ale możemy za to obliczyć ją dla obiektu o poczerwienieniu z, dla zadanej stałej Hubble'a i składników Wszechświata Ωm0 i Ωλ0 w chwili obecnej t0. Odległość jasnościową od konkretnych obiektów potrafimy mierzyć, używając obiektów zwanych świecami standardowymi. Najbardziej spektakularny sukces osiągnięto używając do tego celu supernowych typu Ia w 1998 roku (grupa Saula Perlmuttera). Zmierzone odległości jasnościowe od supernowych pozwoliły wtedy na wyznaczenie składników Wszechświata Ωm0 i Ωλ0. Zaskakującym wynikiem badań było stwierdzenie niezerowości stałej kosmologicznej. Relacje między odległością jasnościową, odległością kątową i innymi odległościami ze skal kosmologicznych, opisane są w haśle współrzędne współporuszające się.
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光度距離 DL 是定義天體的絕對星等M和視星等m這兩個名詞之間的關係。 也可以表示為： 此處 DL以秒差距來測量。對鄰近的天體（在銀河系內的天體）光度距離在歐氏空間提供了良好的天然距離概念。 對遙遠的物體，例如超出銀河之外的類星體，這種關係就不是很明確了，因為視星等受到時空曲率、紅移、和時間膨脹等的嚴重影響。計算光度距離和之間的關係，例如一個天體的紅移，都校將所有的這些因素考慮進去。 表達光度距離的另一種方法是通過通量-光度關係。因為， 此處F是通量 ，和L是光度 。在此处，光度距離可以表示為： 光度距離與"同移橫向距離" 關聯的方程式如下： 此處z是紅移， 是當兩個天體有相同的紅移，但在天空中的位置不同時，可以讓你計算同移距離的一個因子；如個這兩個天體分開的角度是，這兩個天體的同移距離將是。在平坦宇宙的空間，同移橫向距離與徑向同移距離是完全相同的；也就是從我們自己到天體的同移距離。
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