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

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

D — апертура телескопа в сантиметрах,

${\displaystyle \Gamma }$ — 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:

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

Но наиболее точная формула для оценки проницающей силы выглядит так:

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