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:

[math]\displaystyle{ m = 5,5 + 2,5 \lg D + 2,5 \lg {\Gamma} }[/math], где

D — апертура телескопа в сантиметрах,

[math]\displaystyle{ \Gamma }[/math] — 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 звёзд.

Чаще в литературе встречается другая, упрощённая формула:

[math]\displaystyle{ m = 7,1 + 5 \lg D }[/math].

Но наиболее точная формула для оценки проницающей силы выглядит так:

[math]\displaystyle{ m =2,5\lg\frac{D}{\beta}\sqrt\frac{Kt}{s} }[/math], где

[math]\displaystyle{ \beta }[/math] — 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.