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Distancia de luminosidad — Wikipedia (es)

Source: Wikipedia (es)
Original: https://es.wikipedia.org/wiki/Distancia_de_luminosidad
License (as archived): CC-BY-SA-4.0
Archived: 2026-11-05T20:50:24.943Z
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Distancia de luminosidad D L {\displaystyle D_{L}} se define en términos de la relación entre la magnitud absoluta M {\displaystyle M} y la magnitud aparente m {\displaystyle m} de un objeto astronómico. M = m − 5 log 10 D L 10 pc {\displaystyle M=m-5\log _{10}{\frac {D_{L}}{10\,{\text{pc}}}}\!\,} que da: D L = 10 ( m − M ) 5 + 1 pc = 10 pc ⋅ 10 m − M 5 = 10 1 5 ( 5 + m − M ) pc {\displaystyle D_{L}=10^{{\frac {(m-M)}{5}}+1}\,{\text{pc}}=10\,{\text{pc}}\cdot 10^{\frac {m-M}{5}}=10^{{\tfrac {1}{5}}(5\,+\,m\,-\,M)}\,{\text{pc}}} donde D L {\displaystyle D_{L}} se mide en pársecs ( pc {\displaystyle {\text{pc}}} ). Para objetos cercanos (por ejemplo, en la Vía Láctea) la distancia de luminosidad da una buena aproximación a la noción natural de distancia en el espacio euclídeo. La relación es menos clara para objetos distantes como cuásares más allá de la Vía Láctea, ya que la magnitud aparente se ve afectada por la curvatura del espacio-tiempo, el corrimiento al rojo y la dilatación temporal. Para calcular la relación entre la luminosidad aparente y la real de un objeto es necesario tener en cuenta todos estos factores. La luminosidad real del objeto se determina utilizando la ley del cuadrado inverso y las proporciones de la distancia aparente y la distancia de luminosidad del objeto. Otra forma de expresar la distancia de luminosidad es a través de la relación irradiancia-luminosidad, I = L 4 π D L 2 {\displaystyle I={\frac {L}{4\pi D_{L}^{2}}}} donde I {\displaystyle I} es la irradiancia (W/m2), y L {\displaystyle L} es la luminosidad (W). A partir de aquí, la distancia de luminosidad D L {\displaystyle D_{L}} (en metros) puede expresarse como: D L = L 4 π I {\displaystyle D_{L}={\sqrt {\frac {L}{4\pi I}}}} La distancia de luminosidad está relacionada con la distancia comóvil transversal D M {\displaystyle D_{M}} por D L = ( 1 + z ) D M {\displaystyle D_{L}=(1+z)D_{M}} y con la distancia de diámetro angular D A {\displaystyle D_{A}} por el teorema de reciprocidad de Etherington: D L = ( 1 + z ) 2 D A {\displaystyle D_{L}=(1+z)^{2}D_{A}} donde z {\displaystyle z} es el corrimiento al rojo. D M {\displaystyle D_{M}} es un factor que permite calcular la distancia comóvil entre dos objetos con el mismo corrimiento al rojo pero en diferentes posiciones del cielo; si los dos objetos están separados por un ángulo δ θ {\displaystyle \delta \theta } , la distancia comóvil entre ellos sería D M δ θ {\displaystyle D_{M}\delta \theta } . En un universo espacialmente plano, la distancia comóvil transversal D M {\displaystyle D_{M}} es exactamente igual a la distancia comóvil radial D C {\displaystyle D_{C}} , es decir, la distancia comóvil entre nosotros y el objeto..

Tema degli esploratori: scibile generale (retro-catalogo completo della fonte, senza filtro di tema) (deposito sistematico; retro-catalogo: tutte le voci di Wikipedia in spagnolo, in ordine alfabetico).
Fonte: Wikipedia in spagnolo, voce «Distancia de luminosidad» — https://es.wikipedia.org/wiki/Distancia_de_luminosidad
Wikidata Q1821402: «astronomical measurand» (dati Wikidata in CC0 1.0) — https://www.wikidata.org/wiki/Q1821402
Autori: i contributori di Wikipedia (cronologia: https://es.wikipedia.org/wiki/Distancia_de_luminosidad?action=history).
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