Magnitude/ Surface Brightness в чем отличие?

[ORSA]

Magnitude/ Surface Brightness в чем отличие?
Surface Brightness меряется также как Magnitude? Чем больше цифра тем тусклее ??

Пример:
Globular Cluster
M  13            NGC 6205           
Constellation: Hercules
Dimension:  23.2'x 23.2' 
Magnitude:  5.90
Surface Brightness: 12.00

[anddor]

Magnituda - это блеск источника света, т.е. освещенность поверхности, перпендикулярной к падающим лучам: E' = I/L^2 (I - сила света источника, L - расстояние до источника света).
Surface Brightness - поверхностная яркость (или просто яркость), отношение блеска элемента светящейся поверхности в точке наблюдения к телесному углу, под которым этот элемент виден из данной точки: B = E'/w. Или, другими словами, яркость - это отношение силы света некоторой поверхности к проекции светящейся поверхности на плоскость, перпендикулярную лучу зрения:
B = I/(s*cos ф). Т.е. понятие яркости применимо только к протяженным объектам, т.е. тем, у которых s не равна нулю (туманности, галактики).
Оба эти параметра часто выражают в звездных величинах, что и вносит некоторую путаницу. Хотя на самом деле подразумевается, что яркость выражена в звездных величинах с квадратного градуса или с квадратной минуты дуги.
Из приведенных уравнений следует, что даже если блеск туманности достаточно велик (т.е. звездная величина мала), ее яркость может быть мала, если видимый размер велик. Хорошие примеры - галактика M33, у которой блеск велик, а яркость мала (Magnitude: 5.70; Surface Brightness: 14.20) и планетарная туманность NGC 7662 ("Голубой снежок"), у которой блеск не очень велик, а яркость большая (Magnitude: 8.60, Surface Brightness: 5.60). Чем меньше яркость объекта (т.е. больше в звездных величинах), тем труднее его увидеть.
Из этих же формул следует, что яркость не зависит от расстояния до объекта, в то время как блеск обратно пропорционален квадрату расстояния.

Более детально обо всем этом можно прочитать в постоянной части Астрономического календаря.

[ORSA]

А как понять какое оборудование нужно чтобы увидеть объект?
В телескопах пишут например что его проницаемая способность 12 например
Можно ли в него увидеть такой объект >Magnitude: 5.70; Surface Brightness: 14.20 ?

[kis]

Конечно можно в частности указанный объект прекрасно виден в бинокль среднего размера

[ORSA]

Конечно можно в частности указанный объект прекрасно виден в бинокль среднего размера

А как вы это можете определить? Имеется ввиду не на личном опыте... наблюдений

Вот смотрю нпример для оборудования с проницающей способностью 12
Magnitude: 5.70 - проходит Surface Brightness: 14.20 - не  проходит...

[anddor]

Полуэмпирически  это можно определить так. Если блеск и яркость выше проницающей способности, то объект вы скорее всего увидите. Если блеск значительно выше яркости , которая сравнима или несколько меньше проницаемой способности (как в случае M33) - тоже увидите. Если же и блеск, и яркость сравнимы с проницаемой способностью или меньше - увы... Но вообще, все познается на практике. И чем больше будете наблюдать (т.е. чем больше будет опыт), тем более слабые объекты сможете отыскать. Например, ту же M33 многим с первого раза в небольшие инструменты увидеть не удаётся.

[ORSA]

I - сила света источника - это в чем меряется?

[AAV]

I - сила света источника - это в чем меряется?

Кандела.

[ORSA]

Magnituda - это блеск источника света, т.е. освещенность поверхности, перпендикулярной к падающим лучам: E' = I/L^2 (I - сила света источника, L - расстояние до источника света).
Surface Brightness - поверхностная яркость (или просто яркость), отношение блеска элемента светящейся поверхности в точке наблюдения к телесному углу, под которым этот элемент виден из данной точки: B = E'/w. Или, другими словами, яркость - это отношение силы света некоторой поверхности к проекции светящейся поверхности на плоскость, перпендикулярную лучу зрения:
B = I/(s*cos ф). Т.е. понятие яркости применимо только к протяженным объектам, т.е. тем, у которых s не равна нулю (туманности, галактики).
Оба эти параметра часто выражают в звездных величинах, что и вносит некоторую путаницу. Хотя на самом деле подразумевается, что яркость выражена в звездных величинах с квадратного градуса или с квадратной минуты дуги.
Из приведенных уравнений следует, что даже если блеск туманности достаточно велик (т.е. звездная величина мала), ее яркость может быть мала, если видимый размер велик. Хорошие примеры - галактика M33, у которой блеск велик, а яркость мала (Magnitude: 5.70; Surface Brightness: 14.20) и планетарная туманность NGC 7662 ("Голубой снежок"), у которой блеск не очень велик, а яркость большая (Magnitude: 8.60, Surface Brightness: 5.60). Чем меньше яркость объекта (т.е. больше в звездных величинах), тем труднее его увидеть.
Из этих же формул следует, что яркость не зависит от расстояния до объекта, в то время как блеск обратно пропорционален квадрату расстояния.

Более детально обо всем этом можно прочитать в постоянной части Астрономического календаря.

А откуда cos ф здесь возник?

тут вот пишут http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D1%81%D0%BD%D1%8B%D0%B9_%D1%83%D0%B3%D0%BE%D0%BB
 что телесный угол w = S/R^2
тогда E'/w = E'*R^2/S= I/L^2 *R^2/S = I/S

[anddor]

А откуда cos ф здесь возник?

s*cosф - проекция площадки s (грубо говоря, самого объекта площадью s) на плоскость, перпендикулярную лучу зрения. Не все же объекты (точнее, их плоскости) перпендикулярны лучу зрения.

[ORSA]

Понял - спасибо!