Calcula cómo el aumento afecta el brillo superficial de objetos de cielo profundo y determina el rango de aumento óptimo para maximizar el detalle visible.
Introduce la apertura del telescopio, las distancias focales del telescopio y del ocular, y el brillo superficial de catálogo del objeto en magnitudes por segundo de arco cuadrado (aproximadamente 22 para las regiones externas de una galaxia tenue).
Aumentar un objeto extendido distribuye su luz sobre un área aparente mayor. La pérdida es 5 × log10(aumento): a 100×, una galaxia de 22 mag/arcsec² aparece como 32 mag/arcsec² en el ocular.
Para objetos de cielo profundo la calculadora también muestra la ventana de aumento óptimo empírica: un tercio a la mitad de la apertura en mm. Un tubo de 200 mm apunta a 67–100×, equilibrando escala de imagen y pérdida de brillo.
El aumento distribuye la luz del objeto extendido sobre un área aparente mayor. El brillo superficial cae 5 × log10(aumento) mag/arcsec²; pasar de 50× a 100× reduce el brillo superficial ~1,5 magnitudes por unidad de área.
Indica el brillo por unidad de área del cielo: cómo de brillante sería 1 arcsec² del objeto si fuera una estrella puntual. Los números mayores son más tenues; un cielo rural oscuro ronda 21–22 mag/arcsec², cerca del valor de muchos halos galácticos.
Esta calculadora usa el rango empírico de un tercio a la mitad de la apertura en mm. Un telescopio de 150 mm rinde mejor entre 50–75× para la mayoría de nebulosas y galaxias: suficiente escala de imagen para mostrar estructura sin oscurecer demasiado el campo.
No: el brillo superficial en el ocular nunca supera la observación a simple vista. Una apertura mayor permite usar más aumento manteniendo la misma pupila de salida (apertura ÷ aumento); la ventaja está en la escala de imagen y la luz total, no en el brillo por unidad de área.