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:

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

D — апертура телескопа в сантиметрах,[2]

${\displaystyle \Gamma }$ — 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 звёзд.

Чаще в литературе встречается другая, упрощённая формула:

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

Но наиболее точная формула для оценки проницающей силы выглядит так:

${\displaystyle m=2,5\lg {\frac {D}{\beta }}{\sqrt {\frac {Kt}{s}}}}$,[3] где

${\displaystyle \beta }$ — 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.