Luminosità superficiale

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La luminosità superficiale è una grandezza fisica impiegata in astronomia per indicare la luminosità degli oggetti astronomici estesi (a differenza delle stelle che appaiono puntiformi), come galassie e nebulose.

Generalmente la magnitudine apparente di un oggetto astronomico indica la sua luminosità complessiva. Se per esempio una galassia è indicata come avente una magnitudine pari a 12,5, significa che, quando si guarda la galassia, il totale della luce che percepiamo equivale a quella di una stella di magnitudine 12,5. Tuttavia le stelle appaiono solitamente puntiformi, quindi tutta la loro luce è concentrata in un punto; invece in oggetto più estesi la luce è distribuita su un'area maggiore, di parecchi arcosecondi o perfino minuti d'arco. Ne consegue che, a parità di magnitudine, la galassia apparirà più debole e difficile da osservare, rispetto alla stella. Quindi la luminosità superficiale di un oggetto indica quanto l'oggetto è effettivamente osservabile.

Calcolo della luminosità superficiale[modifica | modifica sorgente]

La luminosità superficiale viene solitamente data in magnitudini per arcosecondo quadro. Poiché la magnitudine è logaritmica, il calcolo della luminosità superficiale non può essere fatto con una semplice divisione delle magnitudine per l'area; infatti, per una sorgente di magnitudine m, che si estende in un'area di A arcosecondi quadrati, la luminosità superficiale S sarà:

S = m + 2,5 \cdot \log A

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