Меню Главная Случайная статья Настройки Проницающая сила Материал из https://ru.wikipedia.org 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. Ссылки 1 2 Астронет > Проницающая сила телескопа  (неопр.). Дата обращения: 15 августа 2011. Архивировано 20 ноября 2011 года. bse.slovaronline.com  (неопр.). Дата обращения: 23 апреля 2017. Архивировано 24 апреля 2017 года. Астронет > Оптический телескоп  (неопр.). Дата обращения: 15 августа 2011. Архивировано 5 июля 2013 года.