표면 밝기

Surface brightness

천문학에서 표면 밝기(SB)는 은하나 성운과 같은 공간적으로 확장된 물체 또는 밤하늘 배경의 단위 각도 면적당 겉보기 밝기 또는 플럭스 밀도를 정량화한다. 물체의 표면 밝기는 표면 조도 밀도, 즉 단위 표면 면적당 방출되는 조도에 따라 달라진다. 가시 및 적외선 천문학에서 표면 밝기는 특정 필터 대역 또는 광도계에 있는 제곱 아크초당 크기(MPSAS)로 종종 인용된다.

천체의 표면 밝기 측정을 표면 광도 측정이라고 한다.

일반 설명

총 크기는 성운, 성단, 은하계 또는 혜성과 같은 확장된 물체의 밝기를 측정한 것이다. 그것은 물체의 면적에 대한 광도를 합산하여 얻을 수 있다. 또는 직경이 다른 조리개 또는 슬릿을 적용하여 광도계를 사용할 수 있다.[1] 그런 다음 측정에서 배경 조명을 빼 총 밝기를 얻는다.[2] 그 결과의 크기 값은 동일한 양의 에너지를 방출하는 점 같은 선원과 동일하다.[3] 혜성의 총 크기는 혼수상태와 핵의 크기를 합친 것이다.

천문학적인 물체의 겉보기 크기는 일반적으로 통합 값으로 주어진다. 만약 은하가 12.5의 크기를 가지고 있다고 인용된다면, 그것은 우리가 12.5의 별에서 보는 것과 같은 은하로부터의 총 빛의 양을 볼 수 있다는 것을 의미한다. 그러나 항성은 너무 작아서 대부분의 관측에서 점원(R Doradus의 가장 큰 각도 직경은 0.057 ± 0.005 arcsec)인 반면 은하는 몇 아크초 또는 아크 분에 걸쳐 확장될 수 있다. 따라서, 은하는 공기 낮은 배경 빛에 대한 별보다 더 보기 어려울 것이다. 겉보기 크기는 물체가 점처럼 생겼거나 작을 경우 가시성을 잘 나타내는 반면, 표면 밝기는 물체가 크면 더 좋은 지표다. 작거나 큰 것으로 간주되는 것은 구체적인 시청 조건에 따라 달라지며 리코의 법칙에서 따르게 된다.[4] 일반적으로 어떤 물체의 가시성을 적절히 평가하기 위해서는 두 매개변수를 모두 알아야 한다.

표면 밝기 계산

표면 밝기는 보통 평방 아크초당 크기로 인용된다. 크기가 로그이기 때문에 면적별 크기를 단순 분할하여 표면 밝기를 계산할 수 없다. 대신, 전체 또는 통합 크기 m이 A 사각 아크초의 시각적 영역에 걸쳐 확장되는 소스의 경우, 표면 밝기 S는 다음과 같이 주어진다.

천문학적인 물체의 경우 표면 밝기는 광도 휘도와 유사하며 따라서 거리에 따라 일정하다: 물체가 거리에 따라 희미해지면서 시각 영역에서도 그에 상응하게 작아진다. 기하학적 용어로 주어진 양의 빛을 방출하는 가까운 물체의 경우 복사 유속이 물체에 대한 거리의 사각형에 따라 감소하지만, 주어진 고체 각도나 시각적 영역(예: 1제곱 아크초)에 해당하는 물리적인 면적이 같은 비율만큼 감소하여 동일한 표면 밝기를 얻는다.[5] 성운이나 은하와 같은 확장된 물체의 경우, 거리 계수나 광도 거리를 이용하여 표면 밝기에서 공간 거리를 추정할 수 있다.[clarification needed]

물리적 단위와의 관계

크기 단위 표면 밝기는 평방 파섹당 태양 광도의 물리적 단위 표면 밝기와 관련된다.

여기서 과 은 각각 선택된 색상[6] 대역에서 태양의 절대 크기 및 광도이다.

표면 밝기는 [cd/m2 단위의 값] = 10.8×104 × 10(-0.4*[value in mag/arcsec2])]이라는 공식을 사용하여 제곱미터당 칸델라로 표현할 수도 있다.

http://unihedron.com/projects/darksky/magconv.php?ACTION=SOLVE&txtMAGSQA=21.83에는 온라인 계산기가 있다.

예

정말로 어두운 하늘은 표면 밝기가 2×10−4 cd m 또는−2 21.8 magg arcsec이다−2.[7][clarification needed]

오리온 성운 중앙부의 피크 표면 밝기는 약 17 Mag/arcsec2(약 14 millinits)이며, 외부 블루시 광선은 피크 표면 밝기가 21.3 Mag/arcsec2(약 0.27 millinits)이다.[8]

참고 항목

참조

  1. ^ Daintith, John; Gould, William (2006). The Facts on File dictionary of astronomy. Facts on File science library (5th ed.). Infobase Publishing. p. 489. ISBN 0-8160-5998-5.
  2. ^ Palei, A. B. (August 1968). "Integrating Photometers". Soviet Astronomy. 12: 164. Bibcode:1968SvA....12..164P.
  3. ^ Sherrod, P. Clay; Koed, Thomas L. (2003). A Complete Manual of Amateur Astronomy: Tools and Techniques for Astronomical Observations. Astronomy Series. Courier Dover Publications. p. 266. ISBN 0-486-42820-6.
  4. ^ Crumey, Andrew (2014). "Human contrast threshold and astronomical visibility". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 442 (3): 2600–2619. arXiv:1405.4209. Bibcode:2014MNRAS.442.2600C. doi:10.1093/mnras/stu992.
  5. ^ 스파크 & 갤러거(2000, § 5.1.2)
  6. ^ 다른 색상 대역에서 태양의 절대 크기는 웨이백 머신에서 2007-07-18로 보관된 여러 대역에서 Binney & Merrifield(1998) 또는 태양의 절대 크기(1998)에서 얻을 수 있다.
  7. ^ 등가성 21.83 mag arcsec−2 = 2−4×10−2 cd m에 근거하여, "진정한 어두운 하늘"에 대한 설명으로부터, Crumey의 섹션 1.3, A. (2014). 인간의 대비 한계점과 천문학적 가시성. MNRAS 442, 2600–2619.
  8. ^ Clark, Roger (2004-03-28). "Surface Brightness of Deep Sky Objects". Retrieved 2013-06-29.. nits로의 변환은 2.08마이크로룩스라는 0의 크기를 기준으로 한다.

일반참조