Brilho superficial

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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[editar | editar código-fonte]

A 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[editar | editar código-fonte]

O 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[editar | editar código-fonte]

O 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[editar | editar código-fonte]

Um 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 | editar código-fonte]

  1. 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 
  2. Palei, A. B. (agosto de 1968). «Integrating Photometers». Soviet Astronomy. 12: 164. Bibcode:1968SvA....12..164P 
  3. 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 
  4. Crumey, Andrew (2014). «Human contrast threshold and astronomical visibility». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 442. 2600 páginas. Bibcode:2014MNRAS.442.2600C. arXiv:1405.4209Acessível livremente. doi:10.1093/mnras/stu992 
  5. Sparke & Gallagher (2000, § 5.1.2)
  6. 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.
  7. 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.
  8. 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.