Flächenhelligkeit

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Die Flächenhelligkeit B ist eine Leuchtdichte. Sie wird in der Astronomie benutzt, um die Helligkeit von astronomischen Objekten mit großer Flächenausdehnung, beispielsweise Galaxien oder den Nachthimmel, zu erfassen.

Berechnung[Bearbeiten]

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

B = \frac{H}{A}

oder logarithmisch in Magnituden:

B_{mag} = -2,5 \cdot \log \frac{H}{A}

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

B_{mag} = m + 2{,}5 \cdot \log A

Einheiten[Bearbeiten]

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:

  • Wenn B in cd/m² und X in mag/arcsec², dann gilt: B = 1.084 · 105 · 10(-0.4·X) [1][2]
  • 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

Verweise[Bearbeiten]

  1. Andere Schreibweise: B(cd/m²) = 108400 · exp(-0,92104 · X)
  2. cd/m² - mag/arcsec² Umrechner