Brillo superficial

En astronomía , el brillo superficial (BS) cuantifica el brillo aparente o la densidad de flujo por unidad de área angular de un objeto espacialmente extenso, como una galaxia o una 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 se suele expresar en una escala de magnitud , en magnitudes por segundo de arco cuadrado (MPSAS) en una banda de filtro o sistema fotométrico específico .

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, cúmulo, galaxia o cometa. Se puede obtener sumando la luminosidad sobre el área del objeto. Alternativamente, se puede usar un fotómetro aplicando aperturas 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 suele dar como un valor integrado: si se indica que una galaxia tiene una magnitud de 12,5, significa que vemos la misma cantidad total de luz de la galaxia que la que veríamos de una estrella con magnitud 12,5. Sin embargo, una estrella es tan pequeña que en la mayoría de las observaciones es, en la práctica, una fuente puntual (el diámetro angular más grande , el de R Doradus , es de 0,057  ± 0,005 segundos de arco ), mientras que una galaxia puede extenderse a lo largo de 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 brillo 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 deriva 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 de observación a simple vista para ver una estrella es magnitud aparente 8 , ^{[ 5 ]} pero solo magnitud aparente 6,9 ​​para galaxias. ^{[ 6 ]}

Los brillos superficiales se suelen expresar en magnitudes por segundo de arco cuadrado. Debido a que la magnitud es logarítmica, el cálculo del brillo superficial no se puede realizar mediante una simple división de 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 $${\displaystyle S=m+2.5\cdot \log _{10}A.}$$

Para 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 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 dado o área visual (por ejemplo, 1 segundo de arco cuadrado) disminuye en la misma proporción, lo que resulta en el mismo brillo superficial. ^{[ 7 ]} Para objetos extendidos como nebulosas o galaxias, esto permite estimar la distancia espacial a partir del brillo superficial mediante el módulo de distancia o distancia de luminosidad .

El brillo superficial en unidades de magnitud está relacionado con el brillo superficial en unidades físicas de luminosidad solar por pársec cuadrado mediante$${\displaystyle S(\mathrm {mag/arcsec^{2}} )=M_{\odot }+21.572-2.5\log _{10}S(L_{\odot }/\mathrm {pc} ^{2}),}$$ dónde${\displaystyle M_{\odot }}$y${\displaystyle L_{\odot }}$son la magnitud absoluta y la luminosidad del Sol en la banda de color elegida ^{[ 8 ]} respectivamente.

El brillo superficial también se puede expresar en candelas por metro cuadrado utilizando la fórmula [valor en cd/m ² ] =10,8864 × 10 ⁴ × 10 ^{(−0,4×[valor en mag/arcsec 2 ])} . ^{[ 9 ]}

Un cielo verdaderamente oscuro tiene un brillo superficial de2 × 10 ⁻⁴  cd  m ⁻² o 21,8  mag  arcsec ⁻² . ^{[ 10 ]}

El brillo superficial máximo de la región central de la Nebulosa de Orión es de aproximadamente 17 Mag/arcsec² ⁽ unos 14 milinits ) y el resplandor azulado exterior tiene un brillo superficial máximo de 21,3 Mag/arcsec² ⁽ unos 0,27 milinits). ^{[ 11 ]}

• Proyecto Araucaria
• Galaxia de bajo brillo superficial
• Magnitud límite
• Relación Sigma-D

• Calculadora en línea para convertir mags/arcsecond² ^a cd/m² ^y viceversa.