上一页

ⓘ 角直徑距離




                                     

ⓘ 角直徑距離

角直徑距離 一般是天文學中使用的距離。天體的角直徑距離被定義為天體的真實大小 x {\displaystyle x} 和它從地球觀察所見的角直徑 θ {\displaystyle \theta } 之比。 d A = x θ {\displaystyle d_{A}={\frac {x}{\theta }}} 角直徑距離的確定依賴於宇宙模型的選取。一個紅移為 z {\displaystyle z} 的天體的角直徑距離用同移距離 χ {\displaystyle \chi } 表示為: d A = r 1 + z {\displaystyle d_{A}={\frac {r}{1+z}}} 此處 r {\displaystyle r} 為弗里德曼-羅伯遜-沃爾克坐標,其定義如下: r = { sin ⁡ / Ω k <, 0 χ Ω k = 0 sinh ⁡ / Ω k >, 0 {\displaystyle r={\begin{cases}\sin \left/\left&,\Omega _{k} 0\end{cases}}} 此處 Ω k {\displaystyle \Omega _{k}} 是曲率密度,和 H 0 {\displaystyle H_{0}} 是哈伯參數目前的值。

在目前广泛认ΛCDM型的天体"的角度径的距离"是"真正的距离"的光射出时间相同的移距离是一个很好的近似值。 请注意红移大,增加在红移给一个较小的角径的距离。 换句话说,在一个天体"后面的"另一个同样大小的天体,如果红移较大,约为大于Z=1.5,并将在天体领域显示更大的口角,并且将有一个"小"的"角度径距离"。