Введение

В астрономии, поверхностная яркость (SB) количественно определяет видимую яркость или плотность потока на единицу угловой площади протяженного объекта, такого как галактика или туманность, либо фонового свечения неба. Поверхностная яркость объекта зависит от его плотности поверхностной светимости, то есть от светимости, излучаемой с единицы площади поверхности. В видимой и инфракрасной астрономии поверхностная яркость часто выражается в звездных величинах на квадратную дуговую секунду (MPSAS) в определенной фильтрационной полосе или фотометрической системе. Измерение поверхностной яркости небесных объектов называется поверхностной фотометрией.

Общее описание

Общая величина – это мера яркости протяженного объекта, такого как туманность, скопление, галактика или комета. Её можно получить, суммируя светимость по площади объекта. Альтернативно, можно использовать фотометр с применением апертур или щелей различного диаметра. Затем из измерения вычитается фоновый свет для получения общей яркости. Полученное значение величины эквивалентно величине точечного источника, излучающего такое же количество энергии. Общая величина кометы – это суммарная величина комы и ядра. Видимая величина астрономического объекта обычно приводится как интегральная величина. Если говорится, что 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 в большинстве наблюдений фактически является точечным источником (наибольший угловой диаметр, у звезды R Doradus, составляет 0,057 ± 0,005 угловых секунд), в то время как галактика может простираться на несколько угловых секунд или угловых минут. Поэтому галактику труднее увидеть, чем звезду, на фоне свечения неба. Видимая величина является хорошим показателем видимости для точечных или небольших объектов, в то время как поверхностная яркость является лучшим показателем для крупных объектов. Что считать малым или большим, зависит от конкретных условий наблюдения и вытекает из закона Рикко. В целом, для адекватной оценки видимости объекта необходимо знать оба параметра. Именно поэтому предел видимости невооруженным глазом для звезды составляет видимую величину 8, а для галактик – только 6,9. +Диффузные объекты, видимые невооруженным глазом Объект апмаг Галактика Андромеды (M31) 3,4 Туманность Ориона (M42) 4 Галактика Треугольника (M33) 5,7 Галактика Боде (M81) 6,9

Расчет яркости поверхности

Яркость поверхности обычно выражается в звёздных величинах на квадратную секунду дуги. Поскольку звёздная величина является логарифмической, рассчитать яркость поверхности нельзя простым делением величины на площадь. Вместо этого, для источника с полной или интегрированной звёздной величиной m, занимающего визуальную область A квадратных секунд дуги, яркость поверхности S определяется следующим образом:

Для астрономических объектов яркость поверхности аналогична фотометрической яркости и, следовательно, не меняется с расстоянием: по мере удаления объекта он становится тусклее, но одновременно уменьшается и его видимая площадь. Геометрически, для близкого объекта, излучающего определённое количество света, излучательный поток уменьшается пропорционально квадрату расстояния до объекта, но физическая площадь, соответствующая заданному телесному углу или видимой площади (например, 1 квадратной секунде дуги), уменьшается в той же пропорции, что и сохраняет яркость поверхности неизменной. Для протяжённых объектов, таких как туманности или галактики, это позволяет оценить расстояние по яркости поверхности, используя модуль расстояния или расстояние по светимости.

Примеры

По-настоящему темное небо имеет яркость поверхности 2 кд/м² или 21,8 звездных величин на квадратную секунду дуги. Пиковая яркость поверхности центральной области туманности Ориона составляет около 17 звездных величин на квадратную секунду дуги (около 14 миллинит), а внешнее синеватое свечение имеет пиковую яркость поверхности 21,3 звездных величин на квадратную секунду дуги (около 0,27 миллинит).