Количество света, излучаемого на единицу площади астрономического объекта, часто используемое для описания слабых структур.Поверхностная яркость — это мера того, сколько света излучает астрономический объект на единицу площади его видимого размера на небе. В отличие от полной яркости (светимости), которая зависит как от собственной яркости объекта, так и от расстояния до него, поверхностная яркость практически не зависит от расстояния. Это делает её важнейшим инструментом для изучения слабых протяжённых структур, таких как гало галактик, туманности и диффузное свечение космических фонов.
Концепция была формализована в начале XX века, когда астрономы начали систематически каталогизировать туманности и галактики. Она стала стандартным инструментом внегалактической астрономии благодаря работам Эдвина Хаббла и других учёных в 1920-х и 1930-х годах.
Поверхностная яркость вычисляется делением полного потока объекта на его угловую площадь. На практике астрономы измеряют её в таких единицах, как звёздные величины на квадратную угловую секунду. Поскольку свет от далёкой галактики распространяется на большую площадь с увеличением расстояния, полный поток уменьшается, но поверхностная яркость остаётся постоянной — это и есть та «независимость от расстояния», которая делает её столь полезной.
Поверхностная яркость используется для картирования слабых окраин галактик, обнаружения приливных потоков от слияний галактик и калибровки наблюдений реликтового излучения.
Чувствительность человеческого глаза к поверхностной яркости объясняет, почему слабое свечение Млечного Пути видно невооружённым глазом, а у галактики Андромеды, чья поверхностная яркость столь же слаба, но угловой размер гораздо больше, её труднее разглядеть без тёмного неба.
| S | переменная | Поверхностная яркость (поток на единицу телесного угла на единицу площади) — поверхностная яркость Вт/(м²·ср) |
| z | переменная | Красное смещение — красное смещение |
