Afmetingen

Sterrenstelsels hebben van nature geen duidelijke grens en worden gekenmerkt door een geleidelijk afnemende sterdichtheid naarmate de afstand tot hun centrum toeneemt, waardoor het moeilijk is om hun werkelijke omvang te meten. Desondanks hebben astronomen de afgelopen decennia verschillende criteria ontwikkeld om de grootte van sterrenstelsels te bepalen.

Al sinds de tijd van Edwin Hubble in 1936 zijn er pogingen gedaan om de diameters van sterrenstelsels te bepalen. De eerste pogingen waren gebaseerd op de waargenomen hoek die het sterrenstelsel inneemt en de geschatte afstand ervan, wat leidde tot een hoekdiameter (ook wel "metrische diameter" genoemd).

TERUG

De isofotale diameter wordt geïntroduceerd als een conventionele manier om de grootte van een sterrenstelsel te meten op basis van de schijnbare oppervlaktehelderheid. Isofoten zijn krommen in een diagram – zoals een afbeelding van een sterrenstelsel – die punten met gelijke helderheid met elkaar verbinden en zijn nuttig om de omvang van het sterrenstelsel te bepalen. De schijnbare helderheidsflux van een sterrenstelsel wordt gemeten in magnituden per vierkante boogseconde (mag/arcsec²; soms uitgedrukt als mag arcsec⁻²), wat de helderheidsdiepte van de isofoot definieert. Om te illustreren hoe deze eenheid werkt, heeft een typisch sterrenstelsel een helderheidsflux van 18 mag/arcsec² in het centrale gebied. Deze helderheid is gelijk aan het licht van een hypothetisch puntobject van de 18e magnitude dat gelijkmatig is verspreid over een gebied van één vierkante boogseconde aan de hemel. De isofotale diameter wordt doorgaans gedefinieerd als het gebied dat al het licht tot 25 mag/arcsec² in de blauwe B-band omvat, waarnaar dan wordt verwezen als de D25-standaard ...

Effectieve radius

De halflichtstraal (ook wel effectieve straal; Re genoemd) is een maat die gebaseerd is op de totale helderheidsflux van het sterrenstelsel. Dit is de straal waarop de helft, of 50%, van de totale helderheidsflux van het sterrenstelsel werd uitgezonden. Dit werd voor het eerst voorgesteld door Gérard de Vaucouleurs in 1948. De keuze voor 50% was willekeurig, maar bleek nuttig in latere werken van R. A. Fish in 1963, waarin hij een wet voor lichtconcentratie vaststelde die de helderheden van elliptische sterrenstelsels relateert aan hun respectievelijke Re, en van José Luis Sérsic in 1968 die een massa-straalrelatie in sterrenstelsels definieerde.

Bij het definiëren van Re is het noodzakelijk dat de totale helderheidsflux van een sterrenstelsel wordt vastgelegd. Een methode die Bershady in 2000 gebruikte, suggereert om tweemaal de grootte te meten waarbij de helderheidsflux van een willekeurig gekozen straal, gedefinieerd als de lokale flux, gedeeld door de gemiddelde totale flux gelijk is aan 0,2. Het gebruik van de halflichtstraal maakt een ruwe schatting van de grootte van een sterrenstelsel mogelijk, maar is niet bijzonder nuttig voor het bepalen van de morfologie ervan.

Petrosiaanse magnitude

Deze methode werd voor het eerst beschreven door Vahe Petrosian in 1976, en een aangepaste versie ervan is gebruikt door de Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Deze methode maakt gebruik van een wiskundig model van een sterrenstelsel waarvan de straal wordt bepaald door het azimutale (horizontale) gemiddelde profiel van de helderheidsflux. In het bijzonder gebruikte de SDSS de Petrosian-magnitude in de R-band (658 nm, in het rode deel van het zichtbare spectrum) om ervoor te zorgen dat de helderheidsflux van een sterrenstelsel zo goed mogelijk wordt vastgelegd, terwijl de effecten van achtergrondruis worden tegengegaan. Voor een sterrenstelsel met een exponentieel helderheidsprofiel wordt verwacht dat de volledige helderheidsflux wordt vastgelegd, en 80% voor sterrenstelsels die een profiel volgen dat de wet van de Vaucouleurs volgt.

Petrosiaanse magnitudes hebben als voordeel dat ze onafhankelijk zijn van roodverschuiving en afstand, waardoor de schijnbare grootte van de melkwegstelsels kan worden gemeten, aangezien de Petrosiaanse straal is gedefinieerd in termen van de totale lichtstroom van het melkwegstelsel.