Поверхностная яркость

В астрономии поверхностная яркость (SB) количественно определяет видимую яркость или плотность потока на единицу угловой площади пространственно протяженного объекта, такого как галактика или туманность , или фона ночного неба . Поверхностная яркость объекта зависит от плотности его поверхностной светимости, т. е. его светимости, излучаемой на единицу площади поверхности. В видимой и инфракрасной астрономии поверхностная яркость часто указывается в шкале звездных величин , в звездных величинах на квадратную угловую секунду (MPSAS) в определенной полосе фильтра или фотометрической системе .

Измерение поверхностной яркости небесных объектов называется поверхностной фотометрией .

Общая величина является мерой яркости протяженного объекта, такого как туманность, скопление, галактика или комета. Ее можно получить, суммируя светимость по площади объекта. В качестве альтернативы можно использовать фотометр , применяя апертуры или щели разного диаметра. ^[1] Затем фоновый свет вычитается из измерения, чтобы получить общую яркость. ^[2] Полученное значение величины такое же, как у точечного источника, который излучает такое же количество энергии. ^[3] Общая величина кометы является объединенной величиной комы и ядра .

Видимая величина астрономического объекта обычно дается как интегрированное значение — если галактика имеет величину 12,5, это означает, что мы видим такое же общее количество света от галактики, как и от звезды с величиной 12,5. Однако звезда настолько мала, что фактически является точечным источником в большинстве наблюдений (наибольший угловой диаметр , у R Золотой Рыбы , составляет 0,057 ± 0,005 угловых секунд ), тогда как галактика может простираться на несколько угловых секунд или угловых минут . Поэтому галактику будет сложнее увидеть, чем звезду, на фоне свечения атмосферы . Видимая величина является хорошим показателем видимости, если объект точечный или маленький, тогда как поверхностная яркость является лучшим показателем, если объект большой. То, что считается малым или большим, зависит от конкретных условий просмотра и следует из закона Рикко . ^[4] В общем, для адекватной оценки видимости объекта необходимо знать оба параметра.

Вот почему пределом видимости звезды невооруженным глазом является видимая величина 8 ^[5] , а для галактик — только видимая величина 6,9 ^{[6] .}

Поверхностная яркость обычно указывается в величинах на квадратную угловую секунду. Поскольку величина логарифмическая, расчет поверхностной яркости не может быть выполнен простым делением величины на площадь. Вместо этого для источника с полной или интегрированной величиной m, простирающейся на видимую область A квадратных угловых секунд, поверхностная яркость S определяется как$${\displaystyle S=m+2.5\cdot \log _{10}A.}$$

Для астрономических объектов поверхностная яркость аналогична фотометрической яркости и, следовательно, постоянна с расстоянием: по мере того, как объект становится тусклее с расстоянием, он также становится соответственно меньше в видимой области. В геометрических терминах, для близкого объекта, излучающего заданное количество света, лучистый поток уменьшается пропорционально квадрату расстояния до объекта, но физическая область, соответствующая заданному телесному углу или видимой области (например, 1 квадратная угловая секунда), уменьшается в той же пропорции, что приводит к той же поверхностной яркости. ^[7] Для протяженных объектов, таких как туманности или галактики, это позволяет оценить пространственное расстояние от поверхностной яркости с помощью модуля расстояния или расстояния светимости . ^{[ необходимо разъяснение ]}

Поверхностная яркость в единицах звездной величины связана с поверхностной яркостью в физических единицах солнечной светимости на квадратный парсек соотношением ^{[ требуется ссылка ],} где и — абсолютная звездная величина и светимость Солнца в выбранном цветовом диапазоне ^[8] соответственно.$${\displaystyle S(\mathrm {mag/arcsec^{2}} )=M_{\odot }+21,572-2,5\log _{10}S(L_{\odot }/\mathrm {pc} ^{2}),}$$${\displaystyle M_{\odot}}$${\displaystyle L_{\odot}}$

Яркость поверхности также можно выразить в канделах на квадратный метр, используя формулу [значение в кд/м ² ] =10,8 × 10 ⁴ × 10 ^{(−0,4×[значение в зв. вел./угл. сек 2 ])} .

По-настоящему темное небо имеет поверхностную яркость2 × 10−4  кд·м ^{− 2} или 21,8 зв. величины·сек ⁻² . ^{[9] [ необходимо разъяснение ]}

Пиковая поверхностная яркость центральной области туманности Ориона составляет около 17 зв. велич./сек2 ^дуги (около 14 миллинит ) , а внешнее голубоватое свечение имеет пиковую поверхностную яркость 21,3 зв. велич./сек2 ^дуги (около 0,27 миллинит). ^[10]

• Проект Араукария
• Галактика с низкой поверхностной яркостью
• Предельная величина
• Сигма-D отношение

• Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998). Галактическая астрономия . Princeton University Press . ISBN 978-0-691-02565-0.
• Sparke, L. ; Gallagher, J. (2000). Галактики во Вселенной: Введение (1-е изд.). Cambridge University Press . ISBN 0-521-59241-0.

• Онлайн-калькулятор для перевода mags/arcsecond2 в cd/m2 и наоборот