Die Flächenhelligkeit 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.
Einheiten
Die Flächenhelligkeit B 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 &mdot; 10-4 cd/m² = 370 S10
Berechnung der Flächenhelligkeit
Die Flächenhelligkeit B ist das Verhältnis von scheinbarer Helligkeit H und Fläche A, B = H/A oder in logarithmisch in Magnituden: B_mag = -2,5 * log(H/A).
Ersetzt man die Helligkeit H durch die scheinbare Helligkeit des Objekts in Magnituden m, folgt daraus:
- $ B=m+2{,}5\cdot \log A $
Verweise
- ↑ Andere Schreibweise: B(cd/m²) = 108400 * exp(-0,92104 * X)
- ↑ cd/m² - mag/arcsec² Umrechner
