Oberflächenhelligkeit

Die Flächenhelligkeit oder Oberflächenhelligkeit wird in der Astronomie benutzt, um astronomische Objekte mit großer Flächenausdehnung wie Galaxien oder Nebel zu beschreiben.

Allgemeine Beschreibung

Wird zum Beispiel die scheinbare Helligkeit einer Galaxie mit 10^m angegeben, bedeutet dies, dass man von dieser Galaxie die gleiche Menge Licht wahrnimmt, wie von einem Stern mit der scheinbaren Helligkeit 10^m. Allerdings ist ein Stern sehr klein und somit für die meisten Beobachtungen als punktförmige Lichtquelle anzusehen, während eine Galaxie eine Ausdehnung von mehreren Bogensekunden oder Bogenminuten haben kann. Folglich ist eine Galaxie schwerer zu sehen als ein Stern mit gleicher scheinbarer Helligkeit. Die Flächenhelligkeit eines Objekts gibt an, wie gut ein ausgedehntes Objekt im Verhältnis zu einem Stern mit gleicher scheinbarer Helligkeit zu sehen ist.

Berechnung der Flächenhelligkeit

Die Flächenhelligkeit wird üblicherweise in Magnitude pro Quadratbogensekunde angegeben. Da die scheinbare Helligkeit ein logarithmisches Maß ist, kann die Flächenhelligkeit nicht einfach als Division von scheinbarer Helligkeit durch Fläche berechnet werden. Stattdessen wird für ein gegebenes Objekt die Flächenhelligkeit S wie folgt berechnet:

$S = m + 2{,}5 \cdot \log A$

Dabei ist m die scheinbare Helligkeit des Objekts in Magnituden und A die Flächenausdehnung des Objekts in Quadratbogensekunden.