Yüzey parlaklığı

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

Yüzey parlaklığı, gökbilimde gökadalar ve bulutsular gibi gökbilimsel cisimlerin geniş açıklamalarında kullanılan bir kavramdır.

Genel bilgiler[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir gökbilimsel cismin görünen parlaklığı (büyüklük) genellikle bütünleşik bir değer olarak verilir. Şayet bir gökadanın büyüklüğü 12.5 olarak gösteriliyorsa, herhangi bir yıldızın 12.5 değerindeki büyüklüğü gibi aynı miktarda ışığı gördüğümüz anlamına gelmektedir. Yine de bir yıldız, gözlemlerin çoğunda çok küçük etkili bir nokta kaynaktır ama bir gökada ise, yay-saniye veya yay-dakika olarak yıldızdan daha geniştir. Bu yüzden bir gökada, bir yıldızın arkaplandaki ışımalarına karşı bile oldukça sert ve dikkat çekici görünecektir. Bir gök cisminin yüzey parlaklığının belirtilmesi, onun hangi derecede kolay gözlemlenebileceğinin de bir göstergesidir.

Yüzey parlaklığının hesaplanması[değiştir | kaynağı değiştir]

Yüzey parlaklığı genellikle yay-saniye kare başına büyüklük olarak verilir. Çünkü büyüklük logaritmiktir ve yüzey parlaklığı basit bir bölme işlemiyle hesaplanamaz. Onun yerine, büyüklük (m) ile yay-saniye kare olarak alan (A) kullanılarak, yüzey parlaklığı (S) şu şekilde formülleştirilir.

S = m + 2.5 \cdot \log_{10} A.

Yüzey parlaklığı aydınlatma mesafesiyle sabittir. Yakındaki cisimler için aydınlatma mesafesi cismin fiziksel uzaklığına eşittir.

Genel kaynaklar[değiştir | kaynağı değiştir]

  • Binney, James; Merrifield, Michael (1998), Galactic Astronomy, Princeton University Press, ISBN 978-0691025650 
  • Sparke, L.; Gallagher, J. (2000), Galaxies in the Universe: An Introduction (1st bas.), Cambridge University Press, ISBN 0-521-59241-0