Cosmology-luminosity-distance
宇宙論-発光距離
前の章で説明したように、赤方偏移 z での光源までの角直径距離は、
d_ \ wedge(z _ \ {gal})= \ frac \ {c} \ {1 + z _ \ {gal}} \ int _ \ {0} ^ \ {z _ \ {gal}} \ frac \ {1} \ {H(z)} dz
d_ \ wedge(z _ \ {gal})= \ frac \ {r_c} \ {1 + z _ \ {gal}}
ここで、$ r_c $は移動距離です。
輝度距離は宇宙論に依存し、観測されたフラックス f がオブジェクトからの距離として定義されます。
遠くの物体の固有の光度$ d_L $がわかっている場合、次の式で決定される光束$ f $を測定することにより、その光度を計算できます-
d_L(z)= \ sqrt \ {\ frac \ {L} \ {4 \ pi f}}
光子エネルギーは赤方偏移します。
\ frac \ {\ lambda _ \ {obs}} \ {\ lambda _ \ {emi}} = \ frac \ {a_0} \ {a_e}
ここで、$ \ lambda _ \ {obs}、\ lambda _ \ {emi} $は観測および放出される波長、$ a_0、a_e $は対応するスケール係数です。
\ frac \ {\ Delta t _ \ {obs}} \ {\ Delta t _ \ {emi}} = \ frac \ {a_0} \ {a_e}
ここで、$ \ Delta_t \ {obs} $は光子の時間間隔として観測され、$ \ Delta_t \ {emi} $はそれらが放出される時間間隔です。
L _ \ {emi} = \ frac \ {nhv _ \ {emi}} \ {\ Delta t _ \ {emi}}
L _ \ {obs} = \ frac \ {nhv _ \ {obs}} \ {\ Delta t _ \ {obs}}
検出器はすべての光子を受け取る必要があるため、$ \ Delta t _ \ {obs} $は$ \ Delta t _ \ {emi} $よりも時間がかかります。
L _ \ {obs} = L _ \ {emi} \ left(\ frac \ {a_0} \ {a_e} \ right)^ 2
L _ \ {obs} <L _ \ {emi}
f _ \ {obs} = \ frac \ {L _ \ {obs}} \ {4 \ pi d_L ^ 2}
非膨張宇宙の場合、光度距離は移動距離と同じです。
d_L = r_c
\ Rightarrow f _ \ {obs} = \ frac \ {L _ \ {obs}} \ {4 \ pi r_c ^ 2}
f _ \ {obs} = \ frac \ {L _ \ {emi}} \ {4 \ pi r_c ^ 2} \ left(\ frac \ {a_e} \ {a_0} \ right)^ 2
\ Rightarrow d_L = r_c \ left(\ frac \ {a_0} \ {a_e} \ right)
放射オブジェクト$ L _ \ {emi} $の輝度を計算するための輝度距離$ d_L $を見つけています-
- 解釈-銀河の赤方偏移 z がわかっていれば、$ d_A $を見つけて、そこから$ r_c $を計算できます。 これは、$ d_L $を見つけるために使用されます。
- $ d_Lの場合! = r_c(a_0/a_e)$の場合、$ f _ \ {obs} $からレミが見つかりません。
輝度距離$ d_L $と角直径距離$ d_A。$の関係
私たちはそれを知っています-
d_A(z _ \ {gal})= \ frac \ {d_L} \ {1 + z _ \ {gal}} \ left(\ frac \ {a_0} \ {a_e} \ right)
d_L =(1 + z _ \ {gal})d_A(z _ \ {gal})\ left(\ frac \ {a_0} \ {a_e} \ right)
光子が放出されるときのスケールファクターは、
a_e = \ frac \ {1} \ {(1 + z _ \ {gal})}
現在の宇宙のスケール係数は-
a_0 = 1
d_L =(1 + z _ \ {gal})^ 2d_ \ wedge(z _ \ {gal})
$ d_L $と$ d_A $のどちらを選択しますか?
- 既知のサイズの銀河と、その大きさを計算するための赤方偏移の場合、$ d_A $が使用されます。
- 見かけの大きさの銀河がある場合、その大きさを調べるために$ d_L $が使用されます。
例-等しい赤方偏移(z = 1)の2つの銀河が与えられ、空の平面で* 2.3アーク秒*離れている場合、これら2つの銀河間の最大物理的分離距離は?
これには、次のように$ d_A $を使用します-
d_A(z _ \ {gal})= \ frac \ {c} \ {1 + z _ \ {gal}} \ int _ \ {0} ^ \ {z _ \ {gal}} \ frac \ {1} \ { H(z)} dz
ここで、z = 1は、銀河の宇宙論的パラメーターに基づいてH(z)を置き換えます。
覚えておくべきポイント
- 輝度距離は*宇宙論*に依存します。
- 遠くの物体の固有の明度$ d_L $がわかっている場合、光束 f を測定することでその明度を計算できます。
- 膨張しない宇宙では、光度距離は comoving distance と同じです。
- 輝度距離は、常に Angular Diameter Distance よりも大きくなります。