Photométrie de surface
La photométrie de surface mesure la manière dont la luminosité d'un objet étendu, tel qu'une galaxie ou une nébuleuse, est distribuée sur sa surface, exprimée en brillance de surface en magnitudes par seconde d'arc carrée.
Definition
La photométrie de surface est la mesure de la brillance de surface, c'est-à-dire le flux par unité d'angle solide, en fonction de la position à travers un objet astronomique étendu.
Scope
Ce sujet couvre la caractérisation des sources résolues spatialement à travers leurs distributions de brillance de surface, incluant l'ajustement d'isophotes, les profils de lumière radiaux et les modèles paramétriques utilisés pour décrire la structure des galaxies. Il aborde les défis spécifiques liés à la mesure d'émissions faibles et étendues sur le fond de ciel, ainsi que les profils analytiques utilisés pour résumer la structure.
Core questions
- Comment la brillance de surface est-elle définie et pourquoi est-elle indépendante de la distance pour une source résolue ?
- Comment les isophotes et les profils de lumière radiaux sont-ils extraits des images d'objets étendus ?
- Quels profils paramétriques décrivent les distributions de lumière des galaxies, et quelle structure encodent-ils ?
- Comment le fond de ciel limite-t-il la brillance de surface la plus faible détectable ?
Key theories
- Sersic profile
- La distribution radiale de la brillance de surface de nombreuses galaxies est bien décrite par un profil dans lequel l'intensité diminue de manière exponentielle en fonction du rayon élevé à l'inverse d'un indice, cet indice distinguant la structure de type disque de celle de type bulbe.
- de Vaucouleurs law
- Les galaxies elliptiques et les bulbes suivent une loi radiale en puissance quart, le cas particulier du profil de Sersic avec un indice de quatre, décrivant leur lumière centrale concentrée.
Clinical relevance
La photométrie de surface fournit les tailles, les luminosités et les paramètres structurels des galaxies qui contraignent leur formation et leur évolution, classifient leur morphologie et sous-tendent les relations d'échelle entre la taille, la luminosité et la masse.
History
L'isophotométrie photographique des galaxies au milieu du XXe siècle a établi la loi de puissance quart de de Vaucouleurs pour les galaxies elliptiques ; le profil de Sersic plus général et l'imagerie CCD ont ensuite permis un ajustement précis et profond des profils.
Related topics
Seminal works
- deVaucouleurs1948
- sersic1963
- binneyMerrifield1998
Frequently asked questions
- Pourquoi la brillance de surface est-elle indépendante de la distance ?
- Lorsqu'un objet s'éloigne, son flux total diminue avec le carré de la distance, mais sa surface angulaire se réduit du même facteur, de sorte que le flux par unité d'angle solide reste constant (en ignorant l'atténuation cosmologique).
- Que nous indique l'indice de Sersic ?
- Un indice faible, proche de un, indique un profil exponentiel de type disque, tandis qu'un indice élevé, proche de quatre, indique un profil de type bulbe ou elliptique, fortement concentré au centre.