Luminositeitsafstand

Luminositeitsafstand is een afstandsmaat in de astronomie die de relatie beschrijft tussen de intrinsieke bolometrische luminositeit van een bron en de flux die we ervan waarnemen. De definitie wordt gegeven door F = L / (4π d_L^2), waarbij L de luminesiteit van de bron is en F de gemeten flux. In wezen bepaalt d_L hoe een intrinsieke lichtbron zich vertaalt naar wat observers op aarde registreren, en deze afstand is afhankelijk van de expansie van het heelal en van de kosmologische parameters.

In een uitdijend universum hangt de luminositeitsafstand af van de rode verschuiving z en van parameters zoals de Hubble-parameter H0 en de dichtheid van materie en donkere energie. In algemene termen is d_L(z) = (1+z) D_M(z), waarbij D_M de transversale comoving afstand is. Voor verschuivingen met kromming wordt D_M = S_k(χ), met χ de lijn van zicht door de kosmologie. Op lange afstanden kunnen ook meer ingewikkelde integrals over 1/H(z) voorkomen. Een belangrijke relatie is de afstandsddualiteit: d_L = (1+z)^2 d_A, waarbij d_A de angular diameter distance is.

Praktisch wordt luminositeitsafstand gebruikt bij standaardkaarsen zoals Type Ia-supernovae om de uitdijing van het universum te meten. De afstand kan worden afgeleid uit de afstandmodulus μ = m − M = 5 log10(d_L / 10 pc). In de praktijk zijn d_L-metingen cruciaal voor het constrainen van H0 en de cosmologische parameters Ω_m en Ω_Λ. Bij lage z volgt d_L ongeveer de Hubble-wet, d_L ≈ (c/H0) z, terwijl hogere z-waarden een rol spelen voor de evolutie van het kosmologische model.