La cantidad de luz emitida por unidad de área de un objeto astronómico, utilizada a menudo para describir estructuras débiles.El brillo superficial es una medida de cuánta luz emite un objeto astronómico por unidad de área de su tamaño aparente en el cielo. A diferencia del brillo total (luminosidad), que depende tanto del brillo intrínseco del objeto como de su distancia, el brillo superficial es en gran medida independiente de la distancia. Esto lo convierte en una herramienta crucial para estudiar estructuras débiles y extendidas como halos de galaxias, nebulosas y el resplandor difuso de los fondos cósmicos.
El concepto se formalizó a principios del siglo XX, cuando los astrónomos comenzaron a catalogar sistemáticamente nebulosas y galaxias. Se convirtió en una herramienta estándar en la astronomía extragaláctica con el trabajo de Edwin Hubble y otros en las décadas de 1920 y 1930.
El brillo superficial se calcula dividiendo el flujo total de un objeto por su área angular. En la práctica, los astrónomos lo miden en unidades como magnitudes por segundo de arco al cuadrado. Debido a que la luz de una galaxia distante se extiende sobre un área mayor a medida que aumenta la distancia, el flujo total disminuye, pero el brillo superficial permanece constante; esta es la 'independencia de la distancia' que lo hace tan útil.
El brillo superficial se utiliza para mapear las regiones exteriores débiles de las galaxias, detectar corrientes de marea provenientes de fusiones galácticas y calibrar observaciones del fondo cósmico de microondas.
La sensibilidad del ojo humano al brillo superficial es la razón por la que el tenue resplandor de la Vía Láctea es visible a simple vista, pero el brillo superficial de la galaxia de Andrómeda, mucho más grande pero igualmente tenue, es más difícil de ver sin cielos oscuros.
| S | variable | Surface brightness (flux per unit solid angle per unit area) — brillo superficial watt per metre squared per steradian |
| z | variable | Redshift — corrimiento al rojo |
