Яркость поверхности - Surface brightness

В астрономия, поверхностная яркость количественно оценивает кажущаяся яркость или же плотность потока на единицу угловая площадь пространственно протяженного объекта, такого как галактика или же туманность, или из ночное небо фон. Поверхностная яркость объекта зависит от плотности его поверхностной светимости, т.е. яркость испускается на единицу площади поверхности. В видимый и инфракрасный астрономии, поверхностная яркость часто указывается на величина масштаб, в величинах на квадрат угловая секунда в частности полоса фильтра или же фотометрическая система.

Измерение яркости поверхности небесных объектов называется поверхностной. фотометрия.

Общее описание

Полная величина - это мера яркости протяженного объекта, такого как туманность, скопление, галактика или комета. Его можно получить, суммируя яркость по площади объекта. В качестве альтернативы фотометр можно использовать с применением отверстий или щелей разного диаметра.^[1] Затем фоновый свет вычитается из измерения для получения общей яркости.^[2] Результирующее значение магнитуды такое же, как у точечного источника, излучающего такое же количество энергии.^[3]

В кажущаяся величина астрономического объекта обычно дается как интегрированное значение - если галактика имеет звездную величину 12,5, это означает, что мы видим такое же общее количество света от галактики, что и от звезды с величиной 12,5. Однако звезда настолько мал, что фактически точечный источник в большинстве наблюдений (самые большие угловой диаметр, что из Р Дорадус, составляет 0,057 ± 0,005 arcsec ), а галактика может простираться на несколько угловые секунды или же угловые минуты. Следовательно, галактику будет труднее увидеть, чем звезду на фоне свечение фоновый свет. Кажущаяся величина является хорошим показателем видимости, если объект точечный или маленький, тогда как поверхностная яркость является лучшим индикатором, если объект большой. Что считается малым или большим, зависит от конкретных условий просмотра и следует из Закон Рикко.^[4] В целом, чтобы адекватно оценить видимость объекта, необходимо знать оба параметра.

Расчет поверхностной яркости

Яркость поверхности обычно выражается в величинах на квадратную угловую секунду. Поскольку величина является логарифмической, вычислить яркость поверхности невозможно простым делением величины на площадь. Вместо этого для источника с полной или интегрированной величиной м распространяется на визуальную область А квадратные угловые секунды, поверхностная яркость S дан кем-то

${ Displaystyle S = м + 2,5 cdot log _ {10} A.}$

Для астрономических объектов поверхностная яркость аналогична фотометрической. яркость и поэтому постоянна с расстоянием: по мере того, как объект становится слабее с расстоянием, он также становится меньше в видимой области. С геометрической точки зрения, для близлежащего объекта, излучающего определенное количество света, радиационная поток уменьшается пропорционально квадрату расстояния до объекта, но физическая площадь, соответствующая данной телесный угол или визуальная область (например, 1 квадратная угловая секунда) уменьшается в той же пропорции, что приводит к такой же поверхностной яркости.^[5] Для протяженных объектов, таких как туманности или галактики, это позволяет оценить пространственное расстояние от поверхностной яркости с помощью модуля расстояния или расстояние яркости.^{[требуется разъяснение ]}

Отношение к физическим единицам

Поверхностная яркость в единицах величины связана с поверхностной яркостью в физических единицах солнечная светимость за квадрат парсек к

${ displaystyle S ({ rm {mag}} / { rm {arcsec}} ^ {2}) = M _ { odot} + 21,572–2,5 log _ {10} S (L _ { odot} / { rm {pc}} ^ {2}),}$

куда ${ displaystyle M _ { odot}}$ и ${ Displaystyle L _ { odot}}$ являются абсолютная величина и яркость Солнца в выбранном цветная полоса^[6] соответственно.

Яркость поверхности также можно выразить в кандела на квадратный метр по формуле [значение в кд / м²] = 10.8×10⁴ × 10^{(-0,4 * [значение в mag / arcsec2])}.

Здесь есть онлайн-калькулятор http://unihedron.com/projects/darksky/magconv.php?ACTION=SOLVE&txtMAGSQA=21.83

Примеры

По-настоящему темное небо имеет поверхностную яркость 2×10⁻⁴ кд м⁻² или 21,8 угловой секунды⁻².^[7]^{[требуется разъяснение ]}

Пиковая поверхностная яркость центральной области Туманность Ориона составляет около 17 Mag / arcsec² (около 14 Милли гниды ), а внешнее голубоватое свечение имеет пиковую поверхностную яркость 21,3 Mag / arcsec² (около 0,27 миллинитов).^[8]

Смотрите также

Рекомендации

^ Дейнтит, Джон; Гулд, Уильям (2006). Астрономический словарь The Facts on File. Факты о файловой библиотеке (5-е изд.). Издание информационной базы. п. 489. ISBN 0-8160-5998-5.
^ Палей, А. Б. (август 1968 г.). «Интегрирующие фотометры». Советская астрономия. 12: 164. Bibcode:1968Сва .... 12..164П.CS1 maint: ref = harv (связь)
^ Шеррод, П. Клей; Коед, Томас Л. (2003). Полное руководство по любительской астрономии: инструменты и методы астрономических наблюдений. Астрономическая серия. Courier Dover Publications. п. 266. ISBN 0-486-42820-6.
^ Круми, Эндрю (2014). «Порог контрастности человека и астрономическая видимость». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 442 (3): 2600–2619. arXiv:1405.4209. Bibcode:2014МНРАС.442.2600С. Дои:10.1093 / mnras / stu992.
^ Спарк и Галлахер (2000), § 5.1.2)
^ Абсолютные звездные величины Солнца в разных цветовых диапазонах могут быть получены из Бинни и Меррифилд (1998) или же Абсолютная звездная величина Солнца в нескольких диапазонах В архиве 2007-07-18 на Wayback Machine
^ На основе эквивалентности 21,83 маг. Дуги⁻² = 2×10⁻⁴ кд м⁻², из описания «действительно темного неба», Раздел 1.3 Круми, А. (2014). Порог контрастности человека и астрономическая видимость. MNRAS 442, 2600–2619.
^ Кларк, Роджер (2004-03-28). «Яркость поверхности объектов глубокого космоса». Получено 2013-06-29.. Преобразование в нит основано на величине 0, равной 2,08 микролюкс.

Общие ссылки

Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998). Галактическая астрономия. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0.CS1 maint: ref = harv (связь)
Спарк, Л.; Галлахер, Дж. (2000). Галактики во Вселенной: введение (1-е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-59241-0.CS1 maint: ref = harv (связь)

[daintith_gould2005-1] Дейнтит, Джон; Гулд, Уильям (2006). Астрономический словарь The Facts on File. Факты о файловой библиотеке (5-е изд.). Издание информационной базы. п. 489. ISBN 0-8160-5998-5.

[sa12_164-2] Палей, А. Б. (август 1968 г.). «Интегрирующие фотометры». Советская астрономия. 12: 164. Bibcode:1968Сва .... 12..164П.CS1 maint: ref = harv (связь)

[sherrod_koed2003-3] Шеррод, П. Клей; Коед, Томас Л. (2003). Полное руководство по любительской астрономии: инструменты и методы астрономических наблюдений. Астрономическая серия. Courier Dover Publications. п. 266. ISBN 0-486-42820-6.

[4] Круми, Эндрю (2014). «Порог контрастности человека и астрономическая видимость». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 442 (3): 2600–2619. arXiv:1405.4209. Bibcode:2014МНРАС.442.2600С. Дои:10.1093 / mnras / stu992.

[5] Спарк и Галлахер (2000), § 5.1.2)

[6] Абсолютные звездные величины Солнца в разных цветовых диапазонах могут быть получены из Бинни и Меррифилд (1998) или же Абсолютная звездная величина Солнца в нескольких диапазонах В архиве 2007-07-18 на Wayback Machine

[Crumey-7] На основе эквивалентности 21,83 маг. Дуги⁻² = 2×10⁻⁴ кд м⁻², из описания «действительно темного неба», Раздел 1.3 Круми, А. (2014). Порог контрастности человека и астрономическая видимость. MNRAS 442, 2600–2619.

[8] Кларк, Роджер (2004-03-28). «Яркость поверхности объектов глубокого космоса». Получено 2013-06-29.. Преобразование в нит основано на величине 0, равной 2,08 микролюкс.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]