Ze względu na ekspansję Wszechświata, czyli ciagłą zmianę odleglości pomiędzy dwoma wybranymi galaktykami, lub gromadami galaktyk istnieje w kosmologii potrzeba używania różnie zdefiniowanych odleglości. Są to:
- odległość światla (ang. light travel distance):
- odległość własna (ang. proper distance), czyli odległość jaką przebywa światło od chwili wyemitowania go przez rozważany obiekt aż do chwili jego obecnej obserwacji:
![\int^{t_0}_t \frac{cdt}{a(t)} = \int^{t_0}_t \frac{cdt}{\frac{1}{1+z(t)}}](/foswiki/pub/Main/OdleglosciWKosmologii/_MathModePlugin_b85c6864876ae496c96e94f259f8512d.png)
,
gdzie
to czynnik skali.
- tzw. odległość ruchu własnego (ang. proper motion distance), czyli odleglość w jakiej obecnie znajduje się obserwowany obiekt:
w przypadku dodatniej krzywizny,
w przypadku ujemnej krzywizny, gdzie
jest promieniem krzywizny.
- odległość obiektu w chwili emisji obserwowanego światła:
oraz
- tzw. odległość kątowa (ang. angular diameter distance), nazywana tak ze wzdlędu na jej związek z kątowymi rozmiarami obserwowanego obiektu:
![d_a = \frac{d_{pm}}{(1+z)^2}](/foswiki/pub/Main/OdleglosciWKosmologii/_MathModePlugin_b76e81d782ee59f48e2d331eaaa0242c.png)
.
Niekiedy stosuje się również tzw. odległość bolometryczną D (ang. luminosity distance) zdefiniowaną wzorem:
![S = \frac{L}{4 \pi d^2_0 (z+1)} = \frac{L}{4 \pi D^2}](/foswiki/pub/Main/OdleglosciWKosmologii/_MathModePlugin_1dc426918ff771ac9ac069a5cf24391d.png)
,
gdzie S jest strumieniem promieniowania odbieranym przez obserwatora, natomiast L_{em}jest mocą promieniowania źródła.
- Moim skromnym zdaniem, jest to definicja
tzn
Odległość bolometryczna ma znaczenie jedynie formalne i oznacza odległość, jaką w statycznym Wszechświecie musiałoby mieć źródło o mocy promieniowania L, aby obserwator zarejestrował wielkość S.
Bibliografia:
WikipediaPl:Wsp%C3%B3%C5%82rz%C4%99dne_wsp%C3%B3%C5%82poruszaj%C4%85ce_si%C4%99
--
GrzegorzNowak - 12 Mar 2004