Рассчитайте, как увеличение влияет на поверхностную яркость объектов дальнего космоса, и найдите оптимальный диапазон увеличений.
Введите апертуру телескопа, фокусные расстояния телескопа и окуляра, а также каталожную поверхностную яркость объекта в звёздных величинах на квадратную угловую секунду (около 22 для внешних областей слабой галактики).
Увеличение рассеивает свет протяжённого объекта по большей видимой площади. Потемнение равно 5 × log10(увеличение): при 100× галактика с 22 mag/arcsec² выглядит в окуляре как 32 mag/arcsec².
Для объектов дальнего космоса калькулятор также показывает эмпирический оптимальный диапазон увеличений — от 1/3 до 1/2 апертуры в миллиметрах: для 200 мм это 67× — 100×, баланс между масштабом изображения и потемнением.
Увеличение рассеивает свет протяжённого объекта по большей видимой площади. Поверхностная яркость снижается на 5 × log10(увеличение) звёздных величин на кв. угловую секунду: переход с 50× на 100× обходится примерно в 1,5 зв. вел. на единицу площади.
Это яркость на участок неба: звёздная величина, которую имел бы один квадратный угловой секунд объекта как звезда. Большее число — темнее: тёмное сельское небо светится около 21–22 mag/arcsec², и многие гало галактик близки к этому.
Этот калькулятор использует эмпирический диапазон от 1/3 до 1/2 апертуры в мм. Телескоп 150 мм лучше всего работает на 50×–75× для большинства туманностей и галактик: достаточный масштаб для деталей без чрезмерного затемнения.
Нет — поверхностная яркость в окуляре не может превысить наблюдение невооружённым глазом. Большая апертура позволяет использовать большее увеличение при том же выходном зрачке (апертура ÷ увеличение), поэтому выигрыш — в масштабе и суммарном свете, а не в яркости на площадь.