Calculateur de pouvoir de résolution et de collecte de lumière d'un télescope

Formule

How this is calculated

La seule entrée est l'ouverture D, le diamètre utile de la lentille objectif ou du miroir primaire du télescope, donnée en millimètres. L'ouverture est le facteur dominant des performances d'un télescope, bien plus que le grossissement.

La résolution est le plus petit angle entre deux étoiles que l'optique peut encore séparer. La limite de Dawes (116/D arcsecondes) est une règle empirique pour la séparation des étoiles doubles, tandis que le critère de Rayleigh (138/D arcsecondes) est la valeur plus stricte issue de la théorie de la diffraction ; les deux diminuent à mesure que l'ouverture augmente, donc les tubes plus grands résolvent des détails plus fins. Le pouvoir de collecte de lumière compare la surface collectrice de l'objectif à une pupille humaine adaptée à l'obscurité de 7 mm, variant en (D/7)² puisque la surface croît avec le carré du diamètre. La magnitude limite, 7,5 + 5·log₁₀(D_cm) avec D converti en centimètres, estime l'étoile la plus faible visible sous un ciel sombre ; la magnitude est une échelle logarithmique inversée, donc des nombres plus élevés signifient des étoiles plus faibles.

Ce sont des valeurs idéalisées supposant une optique parfaite, une bonne collimation, et un ciel stable et transparent. Les performances réelles sont limitées par la turbulence atmosphérique (souvent autour de 1–2 arcsec), la pollution lumineuse, la qualité optique et l'œil de l'observateur. Utilisez les résultats à titre de comparaison plutôt que comme des seuils d'observation garantis.