Leuchtkraftentfernung

Die Leuchtkraftentfernung D_L ist eine in der Astronomie verwendete Messgröße, die angibt, in welcher Entfernung ein Objekt anhand seiner scheinbaren Helligkeit m im Vergleich zu seiner absoluten Helligkeit M erscheint. Sie stellt eine dimensionslose Größe dar, wird jedoch aufgrund der Definition implizit in Parsec angegeben.

${\displaystyle D_{L}=10^{{\frac {m-M}{5\,\mathrm {mag} }}+1}}$

Da die absolute Helligkeit auf eine Entfernung von 10 Parsec bezogen ist, entspricht die Leuchtkraftentfernung formal einer Entfernungsmessung in Parsec.

Die Differenz zwischen scheinbarer und absoluter Helligkeit wird als Entfernungsmodul bezeichnet und ergibt sich durch Umformung der obigen Gleichung zu:

${\displaystyle \Leftrightarrow m-M=5\,\mathrm {mag} \cdot (\log _{10}{D_{L}}-1)}$

Das Entfernungsmodul wird häufig genutzt, um aus beobachteten Helligkeiten direkt auf die Entfernung zu schließen.

Die Bestimmung der Leuchtkraftentfernung wird in der Praxis durch verschiedene Effekte erschwert:

• Interstellare Extinktion: Licht kann auf dem Weg durch kosmische Staubwolken teilweise absorbiert oder gestreut werden. Dies führt dazu, dass Objekte schwächer erscheinen, als sie ohne Staub wären, und die Entfernung überschätzt wird.
• Kosmologische Effekte: Bei Objekten in sehr großen Entfernungen ist die beobachtete Helligkeit zusätzlich vom zugrundeliegenden kosmologischen Modell abhängig. Effekte wie die kosmologische Rotverschiebung und die Expansion des Universums beeinflussen die Berechnung der Leuchtkraftentfernung.

Während für vergleichsweise nahe Objekte (innerhalb der Milchstraße oder naher Galaxien) die Leuchtkraftentfernung meist gut mit der realen Entfernung übereinstimmt, sind für extragalaktische und kosmologische Objekte Korrekturen auf Basis entsprechender Modelle unerlässlich.

Die Leuchtkraftentfernung spielt eine zentrale Rolle bei der Bestimmung kosmischer Distanzen. Sie wird insbesondere in Verbindung mit Standardkerzen wie Cepheiden oder Supernovae vom Typ Ia verwendet, deren absolute Helligkeit bekannt oder kalibrierbar ist. Die Methode erlaubt es, Entfernungen bis in große extragalaktische Skalen zu messen und trägt entscheidend zur Bestimmung kosmologischer Parameter wie der Hubble-Konstante bei.

• Helligkeitsvergleich
• Kosmologisches Entfernungsmaß