Calcolatore del potere risolutivo e della raccolta di luce del telescopio
Inserisci l'apertura del tuo telescopio per stimare la sua risoluzione angolare, quanta luce raccoglie rispetto all'occhio nudo, e le stelle più deboli che può mostrare.
mm
Smallest separation of two stars this aperture can split (Rayleigh: 0,69 arcsec)
- 1
Aperture
D = 200 mm = 200 - 2
Dawes resolution limit
116 ÷ 200 = 0,580Empirical rule: 116 / D arcseconds for equal-brightness double stars.
Come funziona questo calcolatore?
Inserisci l'apertura del tuo telescopio in millimetri per ottenere la sua risoluzione e portata. Il limite di Dawes è 116/D e quello di Rayleigh è 138/D secondi d'arco, il potere di raccolta della luce è (D/7)² volte l'occhio nudo, e la magnitudine limite è circa 7,5 + 5·log₁₀ dell'apertura in centimetri. Aperture maggiori risolvono dettagli più fini e rivelano stelle più deboli.
Formula
How this is calculated
L'unico input è l'apertura D, il diametro libero della lente obiettivo o dello specchio primario del telescopio, dato in millimetri. L'apertura è il fattore dominante nelle prestazioni di un telescopio, molto più dell'ingrandimento.
La risoluzione è il più piccolo angolo tra due stelle che l'ottica può ancora separare. Il limite di Dawes (116/D secondi d'arco) è una regola empirica per la separazione di stelle doppie, mentre il criterio di Rayleigh (138/D secondi d'arco) è il valore più rigoroso della teoria della diffrazione; entrambi si riducono al crescere dell'apertura, quindi telescopi più grandi risolvono dettagli più fini. Il potere di raccolta della luce confronta l'area di raccolta dell'obiettivo con una pupilla umana adattata al buio di 7 mm, scalando come (D/7)² poiché l'area cresce con il quadrato del diametro. La magnitudine limite, 7,5 + 5·log₁₀(D_cm) con D convertito in centimetri, stima la stella più debole visibile sotto cieli bui; la magnitudine è una scala logaritmica inversa, quindi numeri più alti significano stelle più deboli.
Questi sono valori idealizzati che assumono ottica perfetta, buona collimazione, e cieli stabili e trasparenti. Le prestazioni reali sono limitate dal seeing atmosferico (spesso intorno a 1–2 secondi d'arco), dall'inquinamento luminoso, dalla qualità ottica e dall'occhio dell'osservatore. Usa i risultati per il confronto piuttosto che come soglie di osservazione garantite.
Domande frequenti
L'apertura stabilisce sia la risoluzione sia la raccolta di luce. Un obiettivo più grande raccoglie più luce e risolve dettagli più fini, permettendoti di usare utilmente un ingrandimento più alto. Ingrandire troppo una piccola apertura produce solo un'immagine fioca e sfocata senza dettagli aggiuntivi.
Entrambi descrivono la risoluzione. Il limite di Dawes (116/D) è un valore empirico per separare stelle doppie di uguale luminosità ed è leggermente più ottimistico. Il criterio di Rayleigh (138/D) deriva dalla teoria della diffrazione ed è il limite più conservativo e formalmente definito.
Spesso no. La stima 7,5 + 5·log₁₀(D_cm) assume cieli bui e trasparenti e buona ottica. L'inquinamento luminoso, la foschia atmosferica e il seeing rendono tipicamente il limite pratico di una magnitudine o più più luminoso del valore calcolato.
Conosciuto anche come
TG we-Calculate Editorial Team. (2026). Calcolatore del potere risolutivo e della raccolta di luce del telescopio [Online calculator]. TG we-Calculate. https://we-calculate.com/it/calculator/telescope-resolving-power-calculator
TG we-Calculate Editorial Team. "Calcolatore del potere risolutivo e della raccolta di luce del telescopio." TG we-Calculate. 2026. https://we-calculate.com/it/calculator/telescope-resolving-power-calculator.
TG we-Calculate Editorial Team, "Calcolatore del potere risolutivo e della raccolta di luce del telescopio," TG we-Calculate, 2026. [Online]. Available: https://we-calculate.com/it/calculator/telescope-resolving-power-calculator
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