Pinnan kiilto

In tähtitiede , pinta kirkkautta taivaankappale laajennettu kuin galaksin viittaa tiheyteen vuon vastaanotetun kohden kiinteän kulman . Se mitataan usein kaaren neliön suuruus / sekunti ( mag / as 2 ). Jotkut kirjoittajat antavat tämän mittauksen myös käyttämällä kaariminuuttia . Pinnan kirkkauden yksiköt ovat sitten ( mag / am 2 )

Pinnan kirkkauden mitta näkyvillä aallonpituuksilla tai infrapuna on fotometria .

Taivaan tausta viittaa taivaan pinnan kirkkauteen .

Kenraali

Magnitudi olevan taivaankappale annetaan yleensä olennainen toimenpide: jos me sanoa, että galaksi on suuruudeltaan 12,5, se tarkoittaa, että saamme saman määrän valoa, että galaksia, että se päästää tähti suuruus 12.5. Tähti on kuitenkin yleensä niin pieni, että se esiintyy pistelähteenä useimmille havainnoille (tähden suurin kulmahalkaisija on R Doraduksen halkaisija , joka on 0,057 ± 0,005 kaari ), kun taas galaksi voi kestää useita kaarisekunteja tai jopa kaariminuutit. Tämän seurauksena galaksia voi olla vaikeampi havaita yötaivaan taustalla kuin yksi tähti.

Kokonaisluokka on mittavan kohteen, kuten sumun , tähtijoukon tai galaksin, kirkkauden mitta . Se voidaan määrittää integroimalla kirkkaus tämän kohteen koko pintaan. Vaihtoehtoisesti on mahdollista käyttää fotometriä säätämällä erikokoisten kalvojen peittämää kenttää. Taustavalo vähennetään sitten mittauksista kokonaiskirkkauden saamiseksi.

Tuloksena oleva suuruusarvo on pistelähteen arvo , joka tuottaisi saman määrän energiaa

Näkyvä suuruus on hyvä osoitus kohteen näkyvyydestä, kun se on melkein täsmällinen; päinvastoin, pinnan kiilto on parempi indikaattori, kun tällä esineellä on näkyvä kulmapinta.

Pinnan kiillon laskeminen

Pinnan kiillot ilmaistaan yleensä suuruusluokkaa neliökaarisekuntia kohti tai suuruusluokkaa neliökaariminuuttia kohti. Koska suuruus on logaritminen, pinnan kirkkautta ei voida laskea jakamalla suuruus yksinkertaisesti tarkasteltavan kohteen pintaan. Käytetty yhtälö käyttää logaritmia perustana 10:

${\ displaystyle S = m + 2,5 \ kertaa \ log _ {10} A}$

missä S on pinnan kirkkaus, m on suuruus ja A on pinta kaarisekunteina tai kaariminuutteina. Koska yhtälö sisältää kaksi muuttujaa, m ja A, ei ole mitään tapaa muuntaa arvoa mag / as 2 suoraan mag / am 2: ksi . Muunnoksen tekeminen edellyttää kahden muuttujan tuntemista.

Esimerkkejä

Todella pimeän taivaan pinnan kirkkaus on 2 × 10 −4 cd m −2 tai 21,8 mag kaari sekuntia −2 .

Orionin sumun keskialueen suurin pinnan kirkkaus on noin 17 Mag / arcsec 2 (noin 14 milli cd / m 2 (aiemmin nitsit) ) ja ulomman sinertävän hehkun pinnan suurin kirkkaus on 21, 3 Mag / arcsec 2 (noin 0,27 millinittiä).

Katso myös

Viitteet

(fr) Tämä artikkeli on osittain tai kokonaan otettu englanninkielisestä Wikipedia- artikkelista " Pinnan kirkkaus " ( katso kirjoittajien luettelo ) .

(in) Daintith ja John Gould, William, Faktaa Tiedosto Sanakirja Tähtitieteen , Infobase Publishing , Coll. "Faktatiedostotiedekirjastosta",2006, 5 th ed. ( ISBN 0-8160-5998-5 ) , s. 489
(sisään) AB Palei , " Integrating Photometers " , Neuvostoliiton tähtitiede , Voi. 12,Elokuu 1968, s. 164 ( Bibcode 1968SvA .... 12..164P )
(in) Sherrod, P. Clay Koed, Thomas L. Täydellinen Manual of tähtiharrastukseen: Työkalut ja tekniikat tähtitieteellisiä havaintoja , Courier Dover Publications , ai. "Tähtitiedesarja",2003( ISBN 0-486-42820-6 ) , s. 266
Perustuu ekvivalenssiin 21,83 mag arkkisekuntia −2 = 2 × 10 −4 cd m −2 , "todella tumman taivaan" kuvauksesta, osa Crumey, A. (2014). Ihmisen kontrastikynnys ja tähtitieteellinen näkyvyys. MNRAS 442, 2600–2619.
Roger Clark , " Syvän taivaan esineiden pinnan kirkkaus " ,28. maaliskuuta 2004(käytetty 29. kesäkuuta 2013 ) . Muunnos niteiksi perustuu siihen, että 0: n suuruus on 2,08 mikroluxia.