En astronomía , el brillo superficial (SB) cuantifica el brillo aparente o la densidad de flujo por unidad de área angular de un objeto espacialmente extendido, como una galaxia o nebulosa , o del fondo del cielo nocturno . El brillo superficial de un objeto depende de su densidad de luminosidad superficial, es decir, su luminosidad emitida por unidad de área superficial. En astronomía visible e infrarroja , el brillo superficial a menudo se expresa en una escala de magnitud , en magnitudes por segundo de arco cuadrado (MPSAS) en una banda de filtro o sistema fotométrico particular .
La medición del brillo superficial de los objetos celestes se denomina fotometría de superficie .
La magnitud total es una medida del brillo de un objeto extenso, como una nebulosa, un cúmulo, una galaxia o un cometa. Se puede obtener sumando la luminosidad sobre el área del objeto. Alternativamente, se puede utilizar un fotómetro aplicando aberturas o rendijas de diferentes tamaños de diámetro. [1] Luego, se resta la luz de fondo de la medición para obtener el brillo total. [2] El valor de magnitud resultante es el mismo que el de una fuente puntual que emite la misma cantidad de energía. [3] La magnitud total de un cometa es la magnitud combinada de la coma y el núcleo .
La magnitud aparente de un objeto astronómico se da generalmente como un valor integrado: si se cita una galaxia con una magnitud de 12,5, significa que vemos la misma cantidad total de luz de la galaxia que de una estrella con magnitud 12,5. Sin embargo, una estrella es tan pequeña que es efectivamente una fuente puntual en la mayoría de las observaciones (el diámetro angular más grande , el de R Doradus , es de 0,057 ± 0,005 segundos de arco ), mientras que una galaxia puede extenderse sobre varios segundos de arco o minutos de arco . Por lo tanto, la galaxia será más difícil de ver que la estrella contra la luz de fondo del resplandor atmosférico . La magnitud aparente es un buen indicador de visibilidad si el objeto es puntual o pequeño, mientras que el brillo superficial es un mejor indicador si el objeto es grande. Lo que se considera pequeño o grande depende de las condiciones de observación específicas y se desprende de la ley de Ricco . [4] En general, para evaluar adecuadamente la visibilidad de un objeto es necesario conocer ambos parámetros.
Esta es la razón por la que el límite extremo a simple vista para ver una estrella es de magnitud aparente 8 , [5] pero solo de magnitud aparente 6,9 para las galaxias. [6]
Los brillos superficiales se expresan generalmente en magnitudes por segundo de arco cuadrado. Como la magnitud es logarítmica, el brillo superficial no se puede calcular simplemente dividiendo la magnitud por el área. En cambio, para una fuente con una magnitud total o integrada m que se extiende sobre un área visual de A segundos de arco cuadrados, el brillo superficial S viene dado por
En el caso de los objetos astronómicos, el brillo superficial es análogo a la luminancia fotométrica y, por lo tanto, es constante con la distancia: a medida que un objeto se vuelve más tenue con la distancia, también se vuelve correspondientemente más pequeño en el área visual. En términos geométricos, para un objeto cercano que emite una cantidad dada de luz, el flujo radiativo disminuye con el cuadrado de la distancia al objeto, pero el área física correspondiente a un ángulo sólido o área visual dados (por ejemplo, 1 segundo de arco cuadrado) disminuye en la misma proporción, lo que da como resultado el mismo brillo superficial. [7] Para objetos extendidos como nebulosas o galaxias, esto permite la estimación de la distancia espacial a partir del brillo superficial por medio del módulo de distancia o la distancia de luminosidad . [ aclaración necesaria ]
El brillo superficial en unidades de magnitud está relacionado con el brillo superficial en unidades físicas de luminosidad solar por parsec cuadrado por [ cita requerida ] donde y son la magnitud absoluta y la luminosidad del Sol en la banda de color elegida [8] respectivamente.
El brillo de la superficie también se puede expresar en candelas por metro cuadrado utilizando la fórmula [valor en cd/m 2 ] =10,8 × 10 4 × 10 (−0,4×[valor en magnitud/arcsec 2 ]) .
Un cielo verdaderamente oscuro tiene un brillo superficial de2 × 10 −4 cd m −2 o 21,8 mag arcsec −2 . [9] [ aclaración necesaria ]
El brillo superficial máximo de la región central de la Nebulosa de Orión es de aproximadamente 17 Mag/arcsec 2 (aproximadamente 14 milinits ) y el resplandor azulado exterior tiene un brillo superficial máximo de 21,3 Mag/arcsec 2 (aproximadamente 0,27 milinits). [10]
