Brilho superficial
Em astronomia, o brilho superficial quantifica o brilho aparente ou densidade de fluxo por unidade de área angular de um objeto estendido espacialmente, como uma galáxia ou uma nebulosa, ou como o fundo de um céu noturno. O brilho superficial de um objeto depende de sua densidade de luminosidade superficial, isto é, da luminosidade emitida por unidade de área da sua superfície. Na astronomia visível e infravermelha, o brilho superficial é frequentemente apresentado em uma escala de magnitude, em magnitudes por segundo de arco quadrado em um filtro de banda ou sistema fotométrico particular.
A medição do brilho superficial de objetos celestes é chamada fotometria superficial.
Descrição geral
editarA magnitude total é a medida do brilho de um objeto extenso como uma nebulosa, aglomerado, galáxia ou cometa. Ela pode ser obtida somando-se a luminosidade sobre a área do objeto. Alternativamente, um fotômetro pode ser usado aplicando aberturas ou fendas de diferentes tamanhos ou diâmetros.[1] A luz de fundo é então subtraída da medida para obter o brilho total.[2] O valor resultante da magnitude é o mesmo de uma fonte pontual que está emitindo a mesma quantidade de energia.[3]
A magnitude aparente de um objeto astronômico é geralmente dada em um valor integrado – se uma galáxia é citada como tendo magnitude de 12,5, significa que nós vemos a mesma quantidade total de luz da galáxia que veríamos de uma estrela com magnitude 12,5. Entretanto, uma estrela é tão pequena que ela é realmente uma fonte pontual na maior parte das observações (o maior diâmetro angular, que é o de R Doradus, é 0,057 ± 0,005 segundos de arco), enquanto uma galáxia pode se estender por vários segundos ou minutos de arco. Portanto, a galáxia será mais difícil de ver do que a estrela contra a luminescência de fundo. A magnitude aparente é uma boa indicação da visibilidade quando o objeto é pontual ou pequeno, enquanto o brilho superficial é um indicador melhor quando o objeto é grande. O que conta como pequeno ou grande depende das condições específicas da visualização e segue a lei de Ricco.[4] Em geral, para se chegar adequadamente à visibilidade de um objeto deve-se saber ambos os parâmetros.
Cálculo do brilho superficial
editarO brilho superficial é normalmente expresso em magnitude por segundo de arco quadrado. Como a magnitude é logarítmica, o cálculo do brilho superficial não pode ser feito por simples divisão da magnitude pela área. Em lugar disso, para uma fonte com magnitude total ou integrada m estendendo-se por uma área visual de A segundos de arco quadrados, o brilho superficial S é dado por:
Para objetos astronômicos, o brilho superficial é análogo à luminância fotométrica e, portanto, é constante com a distância. À medida que um objeto fica mais tênue, ele também fica correspondentemente menor em área visual. Em termos geométricos, para um objeto próximo emitindo uma dada quantidade de luz, o fluxo de radiação decresce com o quadrado da distância para o objeto, mas a área física correspondente a um dado ângulo sólido ou área visual (por exemplo, 1 arco de segundo quadrado) diminui na mesma proporção, resultando no mesmo brilho superficial.[5] Para objetos extensos como nebulosas ou galáxias, isto permite a estimativa da distância espacial a partir do brilho superficial por meio do módulo de distância ou distância de luminosidade.
Relação com unidades físicas
editarO brilho superficial em unidades de magnitude está relacionado com o brilho superficial em unidades físicas de luminosidade solar por parsec quadrado por:
Onde e são a magnitude absoluta e a luminosidade do Sol em uma banda de cor, respectivamente.[6]
O brilho superficial também pode ser expresso em candela por metro quadrado, usando 12,58 mag arcsec−2 = 1 cd m−2.[7]
Exemplos
editarUm céu verdadeiramente escuro possui um brilho superficial de 2×10−4 cd m−2 ou 21,8 mag arcseg−2.[7]
O brilho superficial de pico da região central da nebulosa de Orion é de cerca de 17 Mag/arcseg2 (aproximadamente 14 milinit) e o brilho externo azulado tem um brilho superficial de pico de 21,3 Mag/arcseg2 (cerca de 0,27 millinits).[8]
Referências
editar- ↑ Daintith, John; Gould, William (2006). The Facts on File dictionary of astronomy. Col: Facts on File science library 5th ed. [S.l.]: Infobase Publishing. p. 489. ISBN 0-8160-5998-5
- ↑ Palei, A. B. (agosto de 1968). «Integrating Photometers». Soviet Astronomy. 12: 164. Bibcode:1968SvA....12..164P
- ↑ Sherrod, P. Clay; Koed, Thomas L. (2003). A Complete Manual of Amateur Astronomy: Tools and Techniques for Astronomical Observations. Col: Astronomy Series. [S.l.]: Courier Dover Publications. p. 266. ISBN 0-486-42820-6
- ↑ Crumey, Andrew (2014). «Human contrast threshold and astronomical visibility». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 442. 2600 páginas. Bibcode:2014MNRAS.442.2600C. arXiv:1405.4209
. doi:10.1093/mnras/stu992
- ↑ Sparke & Gallagher (2000, § 5.1.2)
- ↑ Absolute magnitudes of the Sun in different color-bands can be obtained from Binney & Merrifield (1998) or Absolute Magnitude of the Sun in Several Bands Arquivado em 2007-07-18 no Wayback Machine
- ↑ a b Based on the equivalence 21.83 mag arcsec−2 = 2×10−4 cd m−2, from description of a "truly dark sky", Section 1.3 of Crumey, A. (2014). Human contrast threshold and astronomical visibility. MNRAS 442, 2600–2619.
- ↑ Clark, Roger (28 de março de 2004). «Surface Brightness of Deep Sky Objects». Consultado em 29 de junho de 2013. A conversão para nits se baseia em magnitude 0 sendo 2,08 microlux.
