Brillo superficial

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El brillo superficial es un concepto utilizado en astronomía para describir el brillo aparente de objetos astronómicos extensos (a diferencia de las estrellas, que aparecen como un punto), como galaxias y nebulosas.

Descripción[editar]

Generalmente la magnitud aparente de un objeto indica su brillo en conjunto. Si, por ejemplo, una galaxia tiene magnitud 12,5, quiere decir que vemos la misma cantidad total de luz de la galaxia que de una estrella de la misma magnitud. Sin embargo, mientras que las estrellas son tan pequeñas que se puede considerar un punto en la mayor parte de las observaciones, una galaxia o nebulosa puede extenderse por varios segundos de arco (arcsec) o minutos de arco (arcmin). Es por ello que con la misma magnitud una galaxia es más difícil de observar que una estrella, ya que el brillo de la primera se distribuye en un área mayor. El brillo superficial indica lo fácilmente observable que es un objeto.

Cálculo del brillo superficial[editar]

El brillo superficial se suele medir en magnitudes por arcsec cuadrados. Como la magnitud es logarítmica, el cálculo del brillo superficial no puede hacerse simplemente dividiendo la magnitud entre el área. En vez de ello, para un objeto de magnitud m que se extiende por un área de A arcsec cuadrados, el brillo superficial S  viene dado por:

S = m + 2,5 \cdot \log_{10} A \,\!

El brillo superficial es constante con la distancia de luminosidad. Para objetos cercanos, la distancia de luminosidad es a la distancia física del objeto. El flujo radiativo de un objeto cercano decrece con el cuadrado de la distancia al objeto. Por otro lado, el área física que corresponde a un ángulo sólido dado aumenta con el cuadrado de esta misma distancia. Esto resulta en una cancelación mutua de la dependencia de ambos parámetros en la distancia, lo que convierte al brillo superficial en una constante.

Relación entre unidades[editar]

El brillo superficial dado en unidades de magnitudes se relaciona con el brillo superficial dado en unidades de luminosidades solares a través de

S(\mathrm{mag} / \mathrm{arcsec}^2) = M_{V,\odot} + 21,57 - 2.5\log S(L_\odot / \mathrm{pc}^2),

con M_{V,\odot} la magnitud absoluta del Sol en la banda visible, S(\mathrm{mag} / \mathrm{arcsec}^2) el brillo superficial en unidades de magnitud por segundo de arco cuadrado y S(L_\odot / \mathrm{pc}^2) el mismo, dado en unidades de luminosidades solares por pársec cuadrado.

Bibliografía[editar]

  • Binney, James y Merrifield, Michael (1998). Galactic Astronomy, Princeton University Press. ISBN 0-691-02565-7.

Véase también[editar]