Oppervlaktehelderheid

Uit Astrowiki
Ga naar: navigatie, zoeken

Inleiding[bewerken]

Voor deep-sky objecten is de gangbare magnitude die vaak bij het object wordt gegeven nogal misleidend. Als je afgaat op de waarde van bijvoorbeeld Messier objecten zou je vermoeden dat geen enkel van de 110 objecten een probleem gaat opleveren in welke kijker dan ook. Er zijn namelijk maar 4 objecten (M76, M91, M98 en M108) met een magnitude hoger dan +10. Dat haalt zelfs een 5 cm kijkertje nog met wat moeite. Als dan het object wordt opgezocht (al dan niet in een semi-lichtvervuilde omgeving), blijkt het object helemaal niet zichtbaar. Om te voorkomen dat men teleurgesteld en verward achter blijft wordt in dit artikel uitgelegd waarom deze objecten in een dergelijk kijker (of veel groter) soms helemaal niet zichtbaar zijn en waarom het gebruik van oppervlakte helderheid aanvullende (en soms handige) informatie kan geven over de waarneembaarheid van deep-sky objecten.

Oppervlaktehelderheid[bewerken]

Het grote 'probleem' van de magnitude waarde van deep-sky objecten is, dat de gegeven waarde de totale helderheid van het object weergeeft. De magnitude in de tabel is de helderheid van het object als het om een puntbron van licht zou gaan, de zogenaamde totale magnitude. Dat laatste is zelden het geval bij deep-sky objecten. De meeste deep-sky objecten zijn elliptisch, rond of onregelmatig van vorm. Het totale licht wordt hierdoor over een groter oppervlakte uitgespreid. De oppervlaktehelderheid drukken we uit in magnituden/arcseconden². Dit is de puntmagnitude / oppervlakte van het object in vierkante arcseconden. Door de logaritmische schaal kunnen we echter niet gewoon delen. We zullen rekening moeten houden met de log functie.

Soms wordt ook een absolute magnitude gegeven voor deep sky objecten. Voor niet-sterrenstelsels gaat het dan om de helderheid van het object zou het op 10 parsecs van de waarnemer staan. Voor deep-sky objecten is deze waarde echter onzinnig, want de objecten staan in veel gevallen verder weg dan 10 parsec en zijn daardoor visueel veel zwakker.

Handiger daarom is de schijnbare helderheid van het object. Als het object op 10 parsecs zou staan dan is de schijnbare helderheid gelijk aan de absolute helderheid. Verdubbelt de afstand naar 20 parsecs (afstand x2) dan wordt de schijnbare helderheid 1/4e van het origineel. Het oppervlakte van het object wordt echter ook 1/4e; de oppervlaktehelderheid/oppervlaktemagnitude blijft hetzelfde.

Messierobjecten met oppervlaktehelderheid[bewerken]

Hieronder vind je een link naar de Messierlijst en hun (gemiddelde) Oppervlaktehelderheid(SBrt) en Maximale oppervlakte helderheid(PBrt). De laatste verschilt bij de meeste objecten van de gemiddelde oppervlaktehelderheid. Bolhopen en sterrenstelsels hebben meestal een duidelijk helderdere kern. De kern is in telescopen vaak het beste te zien, de rest van het object kan bijvoorbeeld helemaal niet zichtbaar zijn in een telescoop. Zo kan men zich nog een beeld vormen van wanneer het object in een kijker detecteerbaar is aan een helder kenmerk, en wanneer het grootste deel van het object zichtbaar zal zijn in de kijker.

Let er wel op dat dat de waarden in de tabel niet heel precies zijn. Wanneer vind je bijvoorbeeld dat een sterrenstelsel eindigt? Er is geen echt consensus over de grens hiervan, daardoor kunnen de oppervlaktehelderheden van de Messier objecten uit andere bronnen nogal eens verschillen. Zijn ze lager dan de tabel in de link dan ging men uit van een compacter object. Een hogere waarde duidt op een ruimere grens van het object.

http://mysite.verizon.net/vze55p46/id24.html

Winst met kijker[bewerken]

Zoals is te lezen in het artikel over helderheid en contrast, is een object in een telescoop met uittredepupil van 7mm even helder als wanneer men het object met het blote oog zou (kunnen) zien. Als wordt vergroot, wordt het licht van het object over een groot oppervlakte verspreid. De oppervlaktehelderheid neemt hierdoor af. De hemelachtergrond wordt echter ook donkerder. Hierdoor neemt het geheel in beeld af in helderheid, waardoor het oog zich wat beter kan instellen op donker. Hier haalt men dan een kleine winst uit en kan ervoor zorgen dat lichtzwakkere objecten zichtbaar zijn tot de waarneemdrempel van de oppervlaktehelderheid wordt overschreden (door nog meer vergroten).

Omzetting van SQM meting naar grensmagnitude

SQM M ' SQM M ' SQM M ' SQM M ' SQM M ' SQM M ' SQM M ' SQM M ' SQM M ' SQM M '
10,00 -3,51 12,00 -3,51 14,00 0,45 16,00 2,37 18,00 4,18 20,00 5,77 22,00 6,99 24,00 7,77 26,00 8,18 28,00 8,37
10,10 -3,41 12,10 -1,42 14,10 0,54 16,10 2,46 18,10 4,27 20,10 5,84 22,10 7,04 24,10 7,80 26,10 8,19 28,10 8,37
10,20 -3,31 12,20 -1,32 14,20 0,64 16,20 2,55 18,20 4,35 20,20 5,91 22,20 7,09 24,20 7,83 26,20 8,21 28,20 8,38
10,30 -3,21 12,30 -1,22 14,30 0,74 16,30 2,65 18,30 4,44 20,30 5,98 22,30 7,14 24,30 7,85 26,30 8,22 28,30 8,38
10,40 -3,11 12,40 -1,13 14,40 0,84 16,40 2,74 18,40 4,52 20,40 6,05 22,40 7,19 24,40 7,88 26,40 8,23 28,40 8,39
10,50 -3,01 12,50 -1,03 14,50 0,93 16,50 2,83 18,50 4,60 20,50 6,12 22,50 7,23 24,50 7,90 26,50 8,24 28,50 8,39
10,60 -2,91 12,60 -0,93 14,60 1,03 16,60 2,93 18,60 4,69 20,60 6,18 22,60 7,27 24,60 7,93 26,60 8,25 28,60 8,40
10,70 -2,81 12,70 -0,83 14,70 1,13 16,70 3,02 18,70 4,77 20,70 6,25 22,70 7,32 24,70 7,95 26,70 8,26 28,70 8,40
10,80 -2,71 12,80 -0,73 14,80 1,22 16,80 3,11 18,80 4,85 20,80 6,31 22,80 7,36 24,80 7,97 26,80 8,27 28,80 8,41
10,90 -2,61 12,90 -0,63 14,90 1,32 16,90 3,20 18,90 4,93 20,90 6,38 22,90 7,40 24,90 7,99 26,90 8,28 28,90 8,41
11,00 -2,51 13,00 -0,53 15,00 1,42 17,00 3,29 19,00 5,01 21,00 6,44 23,00 7,44 25,00 8,01 27,00 8,29 29,00 8,42
11,10 -2,41 13,10 -0,44 15,10 1,51 17,10 3,38 19,10 5,09 21,10 6,50 23,10 7,48 25,10 8,03 27,10 8,30 29,10 8,42
11,20 -2,31 13,20 -0,34 15,20 1,61 17,20 3,47 19,20 5,17 21,20 6,56 23,20 7,51 25,20 8,05 27,20 8,31 29,20 8,42
11,30 -2,22 13,30 -0,24 15,30 1,70 17,30 3,56 19,30 5,25 21,30 6,62 23,30 7,55 25,30 8,07 27,30 8,32 29,30 8,43
11,40 -2,12 13,40 -0,14 15,40 1,80 17,40 3,65 19,40 5,33 21,40 6,67 23,40 7,58 25,40 8,09 27,40 8,33 29,40 8,43
11,50 -2,02 13,50 -0,04 15,50 1,89 17,50 3,74 19,50 5,40 21,50 6,73 23,50 7,62 25,50 8,10 27,50 8,33 29,50 8,43
11,60 -1,92 13,60 0,06 15,60 1,99 17,60 3,83 19,60 5,48 21,60 6,79 23,60 7,65 25,60 8,12 27,60 8,34 29,60 8,44
11,70 -1,82 13,70 0,15 15,70 2,08 17,70 3,92 19,70 5,55 21,70 6,84 23,70 7,68 25,70 8,14 27,70 8,35 29,70 8,44
11,80 -1,72 13,80 0,25 15,80 2,18 17,80 4,01 19,80 5,63 21,80 6,89 23,80 7,71 25,80 8,15 27,80 8,35 29,80 8,44
11,90 -1,62 13,90 0,35 15,90 2,27 17,90 4,09 19,90 5,70 21,90 6,94 23,90 7,74 25,90 8,17 27,90 8,36 29,90 8,44

Standaard winst van kijker met diameter D en exit pupil 7mm

Uittreepupil ' D 60 V ' 90 V ' 110 V ' 150 V ' 200 V ' 300 V ' 350 V ' 400 V ' 450 V '
7,0 M 4,28 9 5,16 13 5,59 16 6,27 21 6,89 29 7,77 43 8,11 50 8,40 57 8,65 64

Winst in magnitude/arcseconde² voor bepaalde exit pupil bij kijkerdiameter D

Uittreepupil ' D 60 V ' 90 V ' 110 V ' 150 V ' 200 V ' 300 V ' 350 V ' 400 V ' 450 V '
6,5 0,55 9 0,55 14 0,55 17 0,55 23 0,55 31 0,55 46 0,55 54 0,55 62 0,55 69
6,0 0,72 10 0,72 15 0,72 18 0,72 25 0,72 33 0,72 50 0,72 58 0,72 67 0,72 75
5,5 0,91 11 0,91 16 0,91 20 0,91 27 0,91 36 0,91 55 0,91 64 0,91 73 0,91 82
5,0 1,12 12 1,12 18 1,12 22 1,12 30 1,12 40 1,12 60 1,12 70 1,12 80 1,12 90
4,4 1,40 14 1,40 20 1,40 25 1,40 34 1,40 45 1,40 68 1,40 80 1,40 91 1,40 102
4,0 1,60 15 1,60 23 1,60 28 1,60 38 1,60 50 1,60 75 1,60 88 1,60 100 1,60 113
3,5 1,89 17 1,89 26 1,89 31 1,89 43 1,89 57 1,89 86 1,89 100 1,89 114 1,89 129
3,0 2,23 20 2,23 30 2,23 37 2,23 50 2,23 67 2,23 100 2,23 117 2,23 133 2,23 150
2,5 2,62 24 2,62 36 2,62 44 2,62 60 2,62 80 2,62 120 2,62 140 2,62 160 2,62 180
2,0 3,11 30 3,11 45 3,11 55 3,11 75 3,11 100 3,11 150 3,11 175 3,11 200 3,11 225
1,5 3,73 40 3,73 60 3,73 73 3,73 100 3,73 133 3,73 200 3,73 233 3,73 267 3,73 300
1,0 4,61 60 4,61 90 4,61 110 4,61 150 4,61 200 4,61 300 4,61 350 4,61 400 4,61 450
0,5 6,12 120 6,12 180 6,12 220 6,12 300 6,12 400 6,12 600 6,12 700 6,12 800 6,12 900


U=uittredepupil, D=diameter objectief, V=vergroting

Tabel van: J.W. van der Kouwe (Hyperion van Astroforum).

Zoals je kunt zien is niet zozeer het instrument, maar de uittredepupil bepalend voor de winst in magnitude/arcseconde². De waarden zijn allemaal hetzelfde, maar de bijbehorende vergroting neemt ook toe naarmate de telescoop groter wordt. Hoe kleiner de uittredepupil, des te lager zal de oppervlaktehelderheid van het object zijn. Dat is ook het echte voordeel van een grotere kijker. Je hebt een grotere uittredepupil bij gelijke vergroting, of grotere vergroting bij gelijke uittredepupil. Bij uittredepupil van 7mm bereikt een object over het algemeen zijn maximale helderheid. Een grote uittredepupil is daarom voordelig voor het waarnemen van deep-sky objecten, maar bij veel lichtvervuiling kan de hemelachtergrond ook dusdanig licht worden dat ook contrast verloren gaat. Soms is een uittredepupil van zo'n 5mm daarom wenselijk bij bepaalde objecten. We moeten om te bepalen of een object zichtbaar is nog de standaardwinst van een kijker met bepaald objectief meenemen in onze berekening:

Voor meer details kan het artikel over Uitleg over helderheid en contrast worden bekeken.

SQM metingen en haalbaarheid objecten[bewerken]

Met een Sky Quality Meter is de helderheid van de hemelachtergrond nauwkeurig te meten. Dit is eigenlijk ook een vorm van oppervlaktehelderheid, alleen geldt dan de helderheid voor de hele hemel. De waarde is echter niet heel zinnig voor een hele hemel. De meting vindt plaats in het zenit, waar de lichtvervuiling het minst aanwezig is. Metingen lager aan de horizon zullen ook een lagere waarde opleveren omdat lichtvervuiling daar meer stoort en het licht een langere weg door de atmosfeer aflegt waardoor meer verstrooïng plaatsvindt.

Als je nu een SQM meting hebt van de achtergrondhelderheid van de waarneemlocatie kun je bepalen of een object nog haalbaar is met jouw instrument. We moeten dan de SQM waarde optellen bij de winst die de uittredepupil met bepaalde telescoop levert. Is deze waarde groter dan oppervlaktehelderheid van een object, dan moet het object in theorie haalbaar zijn. De detecteerbaarheid van het object hangt dan ook natuurlijk af van het contrast met de hemelachtergrond en afhankelijk van de uittredepupil wordt het object mogelijk zeer lichtzwak. Naarmate het object lager staat en er lichtvervuiling aanwezig is, moet het bepalen van de zichtbaarheid van het object iets worden bijgesteld. Is de hemel lichter in de buurt van het te zoeken object, dan kan het mogelijk zijn dat het object wegvalt in de achtergrondhelderheid.

Om de waarde om te rekenen naar een grensmagnitude met een bepaalde kijker gebruiken we het volgende voorbeeld: Bij een kijker van 300mm objectief met uittreepupil van 4mm is de magnitude/arcseconde² winst 1.60. Hebben we een hemelachtergrond van 19.4 dan komen we uit op een totaal van 21 magnitude/arcseconde. De standaardwinst van een 300mm kijker is 7.7magnituden, onze grensmagnitude is aldus: 7.7 + (21 magnitude/arcseconde -> grensmagnitude = 6.44) = 14.14.

Helaas is het in de praktijk niet zo simpel als 1+1 = 2. Veel mensen hebben zich gebogen over de haalbaarheid van objecten icm SQM metingen, oppervlaktehelderheid en andere indices. Sommige slagen hier goed in, andere minder, maar het blijkt onmogelijk om een totaalplaatje te geven voor de grote variëteit in deep-sky objecten.

Hierover later meer.

Grotere kijker vs donkerdere hemel[bewerken]

Er gaat niets boven een donkere hemel hoor je vaak. Nou is deze uitspraak zeker waar. Elk instrument heeft baat bij een donkerdere hemel. Maar er zijn ook objecten waarbij een deep-sky object in een grotere kijker in een iets lichtvervuilde omgeving beter zal presteren dan een kleine kijker in donkere omgeving. Het hangt natuurlijk net af van hoeveel groter het instrument is en hoeveel donkerder de hemel is, maar op sommige objecten heeft men meer profijt bij een grotere kijker dan bij de donkere locatie.

Misschien dat men zich na dit stukje soms een tripje met de kijker naar een donkere locatie kan besparen als er vooral bepaalde objecten op het waarneemprogramma staan.

De grootte van de kijker limiteert objecten op basis van hun totale helderheid (de standaard magnitude). Als de kijker niet groot genoeg is om een object van magnitude +11 waar te nemen, dan zul je dit object gewoon niet zien. Is je kijker wel groot genoeg dan limiteert lichtvervuiling de waarneembaarheid van het object doordat de oppervlakktehelderheid mogelijk lager is dan de helderheid van de sterrenhemel + de winst van de kijker.

Voor sterren en sterrenhopen maakt het niet zoveel verschil of je nu met een grote kijker in lichtvervuilde omgeving kijkt, of met een kleine kijker in donkere omgeving. Doordat het object bestaat uit sterren (punten van licht) hebben ze een hele hoge oppervlaktehelderheid. Soms is de grote kijker in de stad zelfs nog in het voordeel t.o.v. de kleine kijker onder donkere hemel. Je zult in de stad met de grote kijker alleen wat meer moeten vergroten om de hemelachtergrond donkerder te krijgen. Afhankelijk van de grootte van de sterrenhoop zou het dan mogelijk zijn dat bij de ideale donkerte van de achtergrond de sterrenhoop niet meer in beeld past. Hier speelt een oculair als een Ethos prima op in. De vergroting is hoger, maar door het gigantische beeldveld passen de meeste uitgestrekte objecten nog steeds in het beeldveld. Voor mensen met oculairen met een kleiner beeldveld kan het dan even zoeken naar een compromis zijn. Bolhopen kunnen door hun nog kleinere oppervlakte dan open clusters bij voldoende groot instrument prima worden opgelost in de stad.

Planetaire nevels worden gekenmerkd door hun kleine oppervlakte. Vooral de kleinere planetaire nevels zullen helder genoeg zijn om een hoge vergroting te accepteren. Kleinere kijkers zijn hiervoor minder geschikt omdat ze niet zo hoog kunnen vergroten zonder het object te zwak te maken. Het is echter wel mogelijk dat zwakkere gedeelten van de nevel verloren gaan in lichtvervuiling. Het is dus handig om te kijken naar het verschil tussen maximale oppervlakte helderheid en gemiddelde oppervlakte helderheid. Bij M27 is het klokhuis bijvoorbeeld makkelijk te zien vanuit de stad, maar zijn echte ronde vorm krijgt hij pas als de hemel wat donkerder is.

Sterrenstelsels zijn helaas de uitzondering waar een grotere lens of spiegel geen effect zal hebben op de waarneming. Als in de lichtvervuilde omgeving de melkweg niet goed zichtbaar is, zullen sterrenstelsels ook tegenvallen (objecten zullen in een telescoop nooit helderder worden dan de helderheid die ze met het blote oog hebben en de Melkweg is het helderste sterrenstelsel dat we kunnen zien). Een kleine kijker onder donkere hemel zal dan ook beter presteren dan grote kijker onder lichtvervuilde hemel.

Voor uitgestrekte nevels geldt hetzelfde verhaal als voor M27. M42 heeft bijvoorbeeld stukken die een hoge oppervlaktehelderheid hebben. Deze stukken zijn in een grote kijker in lichtvervuilde omgeving prima te zien. De zwakkere delen zullen hun ware aard pas tonen onder donkere hemel. Afhankelijk van de uitgestrektheid van de nevel en oppervlaktehelderheid zal men meer voordeel halen bij een donkere hemel (zoals bij de Veil nebula). Het allerhelderste stuk van de nevel zou eventueel wel zichtbaar kunnen worden in voldoende grote kijker of met UHC filter. De Noordamerikanevel is vele malen groter en is zelfs met een erg grote kijker en UHC in de stad slecht (of zelfs niet) zichtbaar.

Links[bewerken]

Artikelen van Jan van Gastel

http://members.ziggo.nl/jhm.vangastel/Astronomy/Grensmagnitude,%20achtergrondhelderheid%20en%20vergroting.pdf

http://members.ziggo.nl/jhm.vangastel/Astronomy/De%20zichtbaarheid%20van%20uitgebreide%20deepskyobjecten.pdf

http://members.ziggo.nl/jhm.vangastel/Astronomy/Voorspellen_uitgebreide%20objecten.pdf

Artikelen en lijsten van oppervlaktehelderheid (Engels)

http://mysite.verizon.net/vze55p46/index.html

Redfish 5 jun 2009 11:38 (UTC) Bewerkingen zeer welkom door iemand met verstand van zaken die dingen nog kan verduidelijken of verbeteren.