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 по шкале звездных величин в единицах на квадратную угловую секунду ( MPSAS ) в конкретном случае.лента фильтров или фотометрическая система .
Общая звездная величина является мерой яркости протяженного объекта, такого как туманность, скопление, галактика или комета. Его можно получить, просуммировав светимости по площади объекта. В качестве альтернативы можно использовать фотометр , применяя отверстия или щели разного диаметра. [1] Фоновый свет затем вычитается из измерения для получения общей яркости. [2] Полученное значение магнитуды такое же, как у точечного источника, излучающего такое же количество энергии. [3] Полная звездная величина кометы – это суммарная звездная величина комы и ядра .
Видимая звездная величина астрономического объекта обычно дается как интегрированное значение: если указана галактика с величиной 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 труднее увидеть, чем звезду на фоне свечения атмосферы .фоновый свет. Видимая величина является хорошим показателем видимости, если объект точечный или маленький, тогда как поверхностная яркость является лучшим показателем, если объект большой. Что считать маленьким или большим, зависит от конкретных условий просмотра и следует из закона Рикко . [4] В общем случае для адекватной оценки видимости объекта необходимо знать оба параметра.
Поверхностная яркость обычно указывается в величинах на квадратную угловую секунду. Поскольку величина является логарифмической, расчет поверхностной яркости не может быть выполнен простым делением величины на площадь. Вместо этого для источника с полной или интегрированной магнитудой m , простирающегося на видимую площадь A квадратных угловых секунд, поверхностная яркость S определяется выражением
Для астрономических объектов поверхностная яркость аналогична фотометрической яркости и, следовательно, постоянна с расстоянием: по мере того, как объект становится тусклее с расстоянием, он также соответственно становится меньше в видимой области. С геометрической точки зрения, для близлежащего объекта, излучающего заданное количество света, поток излучения уменьшается пропорционально квадрату расстояния до объекта, но физическая площадь, соответствующая заданному телесному углу или площади видимости (например, 1 квадратная угловая секунда), уменьшается на квадрат той же пропорции, что приводит к той же поверхностной яркости. [5] Для протяженных объектов, таких как туманности или галактики, это позволяет оценить пространственное расстояние по поверхностной яркости с помощью модуля расстояния или расстояния светимости .. [ требуется уточнение ]
Поверхностная яркость в единицах звездной величины связана с поверхностной яркостью в физических единицах солнечной светимости на квадратный парсек соотношением