Este programa, escrito por
Bradley Schaefer, calcula a
magnitude limite estelar que um observador deve esperar
ver em telescópios diferentes, e sob condições diferentes.
O cálculo está bem descrito no artigo da
SKY & TELESCOPE de novembro de 1989, página 522.
O programa original, em Basic, foi
convertido para JavaScript por
©
Larry Bogan.
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Explicação dos Parâmetros
- Tamanho do Abertura do Telescópio
- O diâmetro da lente ou espelho da objetiva é o parâmetro mais importante.
Quanto maior o telescópio, mais luz ele coleta e menor (mais brilhante) é a magnitude limite.
- Potência
- A potência de magnificação do telescópio na verdade depende da ocular que se está utilizando, além da distância focal do próprio telescópio:
Potência = (distância focal da objetiva)/(distância focal da ocular)
- Magnitude Limite Visual
- É a maior magnitude (objeto mais fraco) que se espera ver perto do zênite.
- Tipo de Telescópio:
- Refletor tem um espelho como objetiva
Refrator tem uma lente como objetiva
Um Schmidt-Cassegrain tem um espelho e uma lente corretora.
- Limpeza:
- É uma estimativa qualitativa da refletividade do espelho.
- Índice de cor da estrela.
- É a diferença entre a magnitude azul (B) e a visual (V). Quanto mais
azul for a estrela, mais negativo é este valor.
- Sol: amarela, tipo G2: (B-V) = 0.63
- Betelgeuse: muito vermelha: tipo M2: (B-V) = 1.85
- Sírius: estrela banca: tipo A0: (B-V) = 0.0
- Regulus: azul, tipo B7: (B-V)=-0.11
- Distância zenital
- O ângulo, em graus, a partir do zênite (90°-altura)
- Coeficiente de Extinção
- Tipicamente entre 0.2 e 1.0 mag/massa de ar.
- Tamanho do disco da imagem
- O diâmetro aparente da imagem de uma estrela.
Varia com a turbulência da atmosfera e pode variar de 0.5 a vários segundos de arco. Quanto maior for o disco (seeing) maior é a área em que a luz da estrela está espalhada.
- Experiência
- Quanto maior for a experiência, mais fraco em geral se consegue ver, mas é uma estimativa qualitativa.
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