Distance De Luminosité

Distance de luminosité

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 ( $M$ ) de l'objet et sa magnitude apparente ( $m$ ).

Sommaire

1 Introduction
2 Formulation mathématique
3 Utilisation dans le cadre de la cosmologie
4 Notes
5 Voir aussi
- 5.1 Liens internes
- 5.2 Liens externes

Introduction

De manière simplifiée (c'est-à-dire hors du cadre de la cosmologie et d'un univers en expansion), on considère un objet émettant une luminosité $L \;$ et un observateur ponctuel à une distance $D L$ de cet objet. L'ensemble de l'énergie lumineuse émise est répartie sur la surface de la sphère de rayon $D L$ . L'énergie reçue est alors d'autant plus faible que l'observateur est loin de la source. Cette atténuation permet alors de déterminer la distance à l'objet.

Formulation mathématique

Le flux lumineux $Φ$ reçu de l'objet émettant une luminosité $L$ à une distance $D L$ s'exprime par (i.e. suivant la loi en photométrie, en fonction inverse du carré de la distance)

$\Phi = \frac{L}{4 \pi {D_L}^2}$

La distance de luminosité $D L$ s'exprime donc logiquement en fonction de la luminosité apparente $l$ et luminosité absolue $L$ :

$D_L = \sqrt{\frac{L}{4 \pi \Phi}}$

On utilise néanmoins plus couramment les magnitudes absolues et apparentes (en d'autres termes, le module de distances) :

$M = m - 5 (\log_{10}{D_L} - 1)\!\,$

et on obtient donc :

$D_L = 10^{\frac{(m - M)}{5}+1}$

La distance de luminosité est exprimée ici en parsec^[1]

Utilisation dans le cadre de la cosmologie

Si pour les objets relativement "proches" la distance de luminosité fournit une information relativement fiable quant à leur distance, dans le cadre de la cosmologie on ne plus faire une telle approximation. En effet, si on considère un univers en expansion, la luminosité reçue par un observateur dépend aussi de l'expansion de l'univers : le photon émis par la source lumineuse parcourt une distance supplémentaire durant son trajet dû à l'"étirement" des distances. L'atténuation observée est alors plus importante que celle correspondant à la distance de l'objet à l'observateur au moment de l'émission du photon.

Notes

↑ On remarque d'ailleurs que pour $m = M$ , c’est-à-dire si on observe directement la magnitude absolue d'un objet, on trouve une distance $D L$ = 10 parsecs, ce qui correspond à la définition de la magnitude absolue.

Voir aussi

Liens internes

Liens externes

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Catégories : Paramètre cosmologique | Photométrie (astronomie)

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