Läpäisevä voima

Läpäisyvoima on kaukoputkella nähtävien himmeimpien tähtien tähtien suuruus zeniitissä havaittuna . Se voidaan arvioida käyttämällä Bowenin kaavaa:

{\displaystyle m=5,5+2,5\lg D+2,5\lg {\Gamma ))

, [1] missä

D on kaukoputken aukko senttimetreinä, [2]

$\Gamma$ on kaukoputken kulmasuurennus .

Läpäisykyky riippuu kaukoputken suurennuksesta, koska suurennuksen kasvaessa yötaivaan taustan näennäinen kirkkaus vähenee nopeasti, mikä helpottaa himmeiden tähtien näkemistä.

Useammin kirjallisuudessa on toinen, yksinkertaistettu kaava:

m=7,1+5\lg D

[1] .

Mutta tarkin kaava läpäisytehon arvioimiseksi näyttää tältä:

{\displaystyle m=2,5\lg {\frac {D}{\beta }}{\sqrt {\frac {Kt}{s))))

, [3] missä

$\beeta$ on tähden diffraktiokuvan ( Erie -levyn ) keskimaksimin halkaisija kaarisekunteina,

K on kaukoputken optisen järjestelmän kvanttituotto, joka on yhtä suuri kuin rekisteröityjen fotonien lukumäärän suhde säteilyvastaanottimeen osuvaan määrään (silmään tai CCD .),

s on yötaivaan taustan kirkkaus,

t on valotusaika.

Tämän kaavan avulla voidaan laskea valotus, joka vaaditaan hämärien avaruusobjektien kuvaamiseen astrovalokuvauksessa.

Linkit

↑ 1 2 Astronet > Teleskoopin läpäisyteho . Haettu 15. elokuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 20. marraskuuta 2011. (määrätön)
↑ bse.slovaronline.com . Haettu 23. huhtikuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 24. huhtikuuta 2017. (määrätön)
↑ Astronet > Optinen teleskooppi . Haettu 15. elokuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 5. heinäkuuta 2013. (määrätön)