Болометрическое расстояние

Болометри́ческое расстоя́ние — мера расстояния от наблюдателя до объекта в астрономии и космологии, рассчитываемая через известную светимость ${\displaystyle L}$ объекта и измеряемую наблюдателем поверхностную плотность потока излучения (энергетическую освещённость^[1]) ${\displaystyle F}$ как

${\displaystyle l_{b}={\sqrt {\frac {L}{4\pi F}}}.}$

Является частным случаем фотометрического расстояния, когда светимость объекта и поток излучения (или, соответственно, видимая и абсолютная звёздные величины) являются болометрическими, т. е. интегральными по всем длинам волн от 0 до бесконечности^[2][3]. В основном применяется в теоретических исследованиях, в то время как в наблюдательной астрономии вычисляется фотометрическое расстояние по измеренной плотности потока излучения и светимости в ограниченном интервале длин волн (в той или иной фотометрической полосе).

В евклидовом нерасширяющемся пространстве данная величина совпадает с обычным расстоянием, в расширяющейся Вселенной применяется как стандартное определение для расстояния между объектами, наряду с реже используемым в силу большей сложности определения угломерным расстоянием.