Математическая модель для вычисления поверхностных яркостей небесных объектов

Для описания видимых характеристик протяжённых объектов указывают их общий блеск и угловые размеры. Общий блеск, как обычно, даётся в видимых звёздных величинах. Угловые размеры, по традиции, – в градусах, угловых минутах, угловых секундах.

Обозначим через m – общий блеск нашего протяжённого объекта, а через А, В – угловые размеры соответственно большой и малой осей эллипса, эквивалентного объекту по занимаемой на небе площади. Очевидно, что чем больше числа m, A, B, тем меньше будет видимая яркость поверхности объекта.

Назовём усреднённой видимой поверхностной яркостью или, просто, поверхностной яркостью протяжённого объекта число К, вычисляемое по формуле:

  K=(p2/129600)*(1/(2,512m*tg(A/2)*tg(B/2)))            (1)

Единицу измерения определяемой таким образом поверхностной яркости назовём Кэт.

В формуле (1) числа m, A, B стоят в знаменателе таким образом, что с их возрастанием величина К будет соответственно убывать. Число m стоит в показателе числа Погсона, отражая то, что если m изменится на некоторую величину Dm, то К изменится в 2,512Dm раз. Тангенсы при половинах угловых размеров A, B отражают то, что телескоп своим увеличением пропорционально увеличивает тангенс половины углового размера g, видимого невооруженным глазом, и вместе с этим небесный объект становится видим в телескоп тоже под увеличенным углом d, тангенс половины которого связан с тангенсом g/2 известным соотношением:

                               tg (d/2)=M*tg (g/2),

где М и есть угловое увеличение телескопа. Поэтому в формуле (1) числа A/2 и B/2 стоят под тангенсами, с их увеличением величина К также будет пропорционально уменьшаться.

Коэффициент p2/129600 добавлен в формулу (1) исключительно из антропных и универсальных математических соображений для того, чтобы значения К получались удобными для весьма широкого диапазона

поверхностных яркостей разнообразных небесных объектов.