Проницающая сила

Проницающая сила — это звёздная величина наиболее слабых звёзд, видимых с помощью телескопа при наблюдении в зените. Она может быть оценена по формуле Боуэна:

$~ m = 5,5 + 2,5 \lg D + 2,5 \lg {\Gamma}$,^[1] где

D — апертура телескопа в миллиметрах,

$\Gamma$ — угловое увеличение телескопа.

Проницающая сила зависит от увеличения телескопа, так как с ростом увеличения быстро уменьшается видимая яркость фона ночного неба, что облегчает видимость слабых звезд.

Чаще в литературе встречается другая, упрощённая формула:

$~ m = 2,1 + 5 \lg D$.

Но наиболее точная формула для оценки проницающей силы выглядит так:

$~ m =2,5\lg\frac{D}{\beta}\sqrt\frac{Kt}{s}$,^[2] где

$\beta$ — диаметр центрального максимума дифракционного изображения звезды(диска Эри) в секундах дуги,

K — квантовый выход оптической системы телескопа, равный отношению числа зарегистрированных фотонов к числу попавших на приёмник излучения(глаз или ПЗС),

s — яркость фона ночного неба,

t — время экспозиции.

Эта формула может использоваться для расчёта выдержки, необходимой для получения изображений слабых космических объектов при астрофотографии.

Ссылки

1. ↑ Астронет > Проницающая сила телескопа
2. ↑ Астронет > Оптический телескоп