Яркость поверхности

Астрономический термин, обозначающий яркость на площадь.

В астрономии поверхностная яркость ( SB) 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. от его яркости, излучаемой на единицу площади поверхности. В видимой и инфракрасной астрономии поверхностная яркость часто указывается в шкале величин , в величинах на квадратную угловую секунду (MPSAS) в определенной полосе фильтра или фотометрической системе .

Измерение поверхностной яркости небесных объектов называется поверхностной фотометрией .

Общее описание

Общая звездная величина является мерой яркости протяженного объекта, такого как туманность, скопление, галактика или комета. Его можно получить, суммируя светимость по площади объекта. Альтернативно можно использовать фотометр , применив апертуры или щели разного диаметра. ^[1] Затем фоновый свет вычитается из результатов измерений для получения общей яркости. ^[2] Результирующее значение магнитуды такое же, как у точечного источника, излучающего такое же количество энергии. ^[3] Общая величина кометы равна сумме величины комы и ядра .

Видимая звездная величина астрономического объекта обычно выражается как интегрированное значение: если галактика имеет звездную величину 12,5, это означает, что мы видим такое же общее количество света от галактики, как и от звезды с звездной величиной 12,5. Однако звезда настолько мала, что в большинстве наблюдений фактически является точечным источником (наибольший угловой диаметр R Doradus составляет 0,057 ± 0,005 угловых секунд ), тогда как галактика может простираться на несколько угловых секунд или угловых минут . Поэтому галактику будет труднее увидеть, чем звезду, на фоне свечения атмосферы . Видимая величина является хорошим показателем видимости, если объект точечный или маленький, тогда как поверхностная яркость является лучшим индикатором, если объект большой. Что считать маленьким или большим, зависит от конкретных условий просмотра и следует из закона Рикко . ^[4] В общем случае, чтобы адекватно оценить видимость объекта, необходимо знать оба параметра.

По этой причине крайний предел наблюдения звезды невооруженным глазом составляет видимую звездную величину 8 ^[5] , а для галактик - только видимую звездную величину 6,9 . ^[6]

Расчет яркости поверхности

Поверхностная яркость обычно выражается в величинах на квадратную угловую секунду. Поскольку величина является логарифмической, расчет поверхностной яркости не может быть выполнен путем простого деления величины на площадь. Вместо этого для источника с общей или интегральной величиной m , простирающегося на видимую область площадью A квадратных угловых секунд, поверхностная яркость S определяется выражением

$${\displaystyle S=m+2.5\cdot \log _{10}A.}$$

Для астрономических объектов поверхностная яркость аналогична фотометрической яркости и , следовательно, постоянна с расстоянием: по мере того, как объект становится более тусклым с расстоянием, он также соответственно становится меньше в видимой области. В геометрических терминах для близлежащего объекта, излучающего заданное количество света, поток излучения уменьшается пропорционально квадрату расстояния до объекта, но физическая площадь, соответствующая данному телесному углу или визуальной площади (например, 1 квадратная угловая секунда), уменьшается на та же пропорция, что приводит к одинаковой поверхностной яркости. ^[7] Для протяженных объектов, таких как туманности или галактики, это позволяет оценить пространственное расстояние по поверхностной яркости с помощью модуля расстояния или расстояния светимости . ^{[ нужны разъяснения ]}

Связь с физическими единицами

Поверхностная яркость в единицах магнитуды связана с поверхностной яркостью в физических единицах солнечной светимости на квадратный парсек соотношением ^{[ нужна ссылка ]}

$${\displaystyle S(\mathrm {mag/arcsec^{2}} )=M_{\odot }+21.572-2.5\log _{10}S(L_{\odot }/\mathrm {pc} ^{2}),}$$

абсолютная величинацветовой полосе ^[8] ${\displaystyle M_{\odot }}$ ${\displaystyle L_{\odot }}$

Яркость поверхности также можно выразить в канделах на квадратный метр по формуле [значение в кд/м ² ] =10,8 × 10 ⁴ × 10 ^{(-0,4×[значение в магнитных/угловых секундах 2 ])} .

Примеры

Действительно темное небо имеет поверхностную яркость2 × 10 ^-4  кд м ^-2 или 21,8 магнитной дуги в секунду ^-2 . ^{[9] [ нужны разъяснения ]}

Пиковая поверхностная яркость центральной области туманности Ориона составляет около 17 магн./угл. 2 ⁽ около 14 миллинит ), а внешнее голубоватое свечение имеет пиковую поверхностную яркость 21,3 магн./угл. ² (около 0,27 миллинит). ^[10]

Смотрите также

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

Рекомендации

1. Дэйнтит, Джон; Гулд, Уильям (2006). Факты о файловом словаре астрономии . Факты о файловой библиотеке (5-е изд.). Издание информационной базы . п. 489. ИСБН 0-8160-5998-5.
2. Палей, AB (август 1968 г.). «Интегрирующие фотометры». Советская астрономия . 12 : 164. Бибкод :1968СвА....12..164П.
3. Шеррод, П. Клей; Коед, Томас Л. (2003). Полное руководство любительской астрономии: инструменты и методы астрономических наблюдений . Астрономическая серия. Публикации Courier Dover. п. 266. ИСБН 0-486-42820-6.
4. Круми, Эндрю (2014). «Человеческий контрастный порог и астрономическая видимость». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 442 (3): 2600–2619. arXiv : 1405.4209 . Бибкод : 2014MNRAS.442.2600C. дои : 10.1093/mnras/stu992.
5. Джон Э. Бортл (февраль 2001 г.). «Шкала темного неба Бортла». Небо и телескоп. Архивировано из оригинала 23 марта 2009 года . Проверено 18 ноября 2009 г.
6. "Мессье 81". SEDS (Студенты для исследования и освоения космоса). 2 сентября 2007 г. Архивировано из оригинала 14 июля 2017 г. Проверено 28 ноября 2009 г.
7. Спарк и Галлахер (2000, § 5.1.2)
8. Абсолютную величину Солнца в разных цветовых диапазонах можно получить из Binney & Merrifield (1998) или «Абсолютную величину Солнца в нескольких полосах». Архивировано 18 июля 2007 г. на Wayback Machine.
9. На основе эквивалентности 21,83 магн.угл.сек ^-2 =2 × 10 ^-4  кд м ^-2 , из описания «по-настоящему темного неба», раздел 1.3 Круми, А. (2014). Человеческий контрастный порог и астрономическая видимость. МНРАС 442, 2600–2619.
10. Кларк, Роджер (28 марта 2004 г.). «Поверхностная яркость объектов глубокого космоса» . Проверено 29 июня 2013 г.. Преобразование в нит основано на том, что 0 звездной величины составляет 2,08 микролюкса.

Общие ссылки

• Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998). Галактическая астрономия . Издательство Принстонского университета . ISBN 978-0-691-02565-0.
• Спарк, Л .; Галлахер, Дж. (2000). Галактики во Вселенной: Введение (1-е изд.). Издательство Кембриджского университета . ISBN 0-521-59241-0.

Внешние ссылки

• Онлайн калькулятор конвертации магнитной индукции/угловой секунды2 в кд/м2 и наоборот