Flächenhelligkeit

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Die Flächenhelligkeit $ B $ (engl. Surface Brightness) ist eine Leuchtdichte. Sie wird in der Astronomie benutzt, um die Helligkeit von astronomischen Objekten mit großer Flächenausdehnung, beispielsweise Kometen, Nebel oder Galaxien zu erfassen.

Berechnung

Die Flächenhelligkeit ist das Verhältnis von scheinbarer Helligkeit H und Fläche F:

$ B = \frac{H}{F} $

oder logarithmisch in Magnituden:

$ B_\text{mag} = -2{,}5 \cdot \log \frac{H}{F} $

Ersetzt man die scheinbare Helligkeit H des Objekts durch die scheinbare Helligkeit m in Magnituden, so folgt:

$ B_\text{mag} = m + 2{,}5 \cdot \log F $

Einheiten

Die Flächenhelligkeit wird in cd/m² gemessen. In der Astronomie ist die Einheit mag/arcsec² gebräuchlich; die Einheit S10 beschreibt die Helligkeit als Anzahl von Sternen der Helligkeit 10 mag innerhalb eines Quadratgrads.

Umrechnungen:

  • $ B = 1,084 \cdot 10^5 \cdot 10^{-0,4 \cdot X} $[1][2]
mit
  • $ B $ in cd/m²
  • $ X $ in mag/arcsec²
  • 1 S10 = 0,69 · 10−6 cd/m².

Beispiel: Schwächste Helligkeit des Nachthimmels unter optimalen Bedingungen: 21,6 mag/arcsec² = 2,5 · 10−4 cd/m² = 370 S10.

Siehe auch

  • Surface Brightness Fluctuation
  • Low Surface Brightness Galaxy

Einzelnachweise

  1. Andere Schreibweise: $ B = 1,084 \cdot 10^5 \cdot e^{-0,92104 \cdot X} $
  2. Umrechner cd/m² - mag/arcsec²