Фотометрическое расстояние

Фотометри́ческое расстоя́ние (англ. luminosity distance), расстояние до астрономического объекта, определяемое через его известную светимость и измеренный поток излучения от него в определённом интервале длин волн (фотометрической полосе). При этом излучаемый источником и принимаемый наблюдателем потоки излучения должны относиться к одному и тому же интервалу длин волн. Фотометрическое расстояние вычисляется по формуле:

${\displaystyle l_{ph}={\sqrt {\frac {L_{\lambda }}{4\pi F_{\lambda }}}}}$,

где ${\displaystyle L_{\lambda }}$ – светимость небесного тела в определённом интервале длин волн; ${\displaystyle F_{\lambda }}$ – поток излучения, измеряемый наблюдателем в том же интервале длин волн.

Поскольку для далёкого источника (например, галактики) длины волн излучения будут меняться из-за красного смещения, то для приведения принимаемого и излучаемого потоков к одному интервалу длин волн в наблюдаемое значение потока (в наблюдаемую звёздную величину) вводится К-поправка.

В теории вместо понятия фотометрического расстояния ${\displaystyle l_{ph}}$ используется понятие болометрического расстояния ${\displaystyle l_{b}}$, которое является частным случаем фотометрического, когда светимость ${\displaystyle L}$ и измеряемый поток ${\displaystyle F}$ являются интегральными по всем длинам волн (болометрическими).

В астрономии и космологии фотометрическое расстояние вычисляется для стандартных свечей – объектов с хорошо известной светимостью. В качестве стандартных свечей используются чаще всего цефеиды, звёзды высокой светимости известных спектральных типов (например, красные гиганты) и сверхновые звёзды Iа типа. Цефеиды – это пульсирующие звёзды с хорошо изученной эмпирической зависимостью периода пульсации от светимости. Поэтому измерив период пульсации цефеиды, можно определить её светимость. Светимость сверхновых звёзд Ia типа известна с очень большой точностью – до 0,1 звёздной величины.