Astronomie

Trouver le diamètre de la lentille d'un télescope par magnitude

Trouver le diamètre de la lentille d'un télescope par magnitude


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Nous avons un télescope qui peut voir des étoiles d'environ +14 magnitude. comment trouver son diamètre de lentille (ou miroir) ? (Je veux dire le $D$ dans la formule $ heta = 1,22 lambda / D$)

Je ne sais pas si je peux supposer que la température de l'étoile est égale à la température du soleil ou non. mais si nous pensons qu'ils sont égaux, nous obtenons ceci :

$m_{mathrm{sun}} - m_{mathrm{star}} = -2.5 log_{10} (frac{b_{mathrm{sun}}}{b_{mathrm{star}}}) = -2.5 log (frac{sigma t^4 imes 4 pi R_{mathrm{sun}}^2 /(4 pi r^2) }{sigma t^4 imes 4pi R_{mathrm{star}}^2 / (4pi r_{mathrm{star}}^2)})$ si nous résolvons cela avec ce que nous savons de la magnitude du soleil (-26,83 ou quelque chose de proche entre -25 à -27) et d'autres choses comme les rayons, nous obtenons :

($R/r = 3.16605 imes 10^{-11} mathrm{rad} = an heta/2 = heta/2$ et de cela et formule $ heta = 1.22 lambda / D $ et $ lambda = 550 nm$ nous obtenons quelque chose comme D = 10596,8 $ mathrm{m}$. ce qui est très gros pour un télescope. quel est le problème ? comment résoudre cela ? Cette réponse est-elle correcte ?


L'œil nu peut généralement voir des objets mag 6. Avec votre télescope, vous pouvez voir 8 magnitudes supplémentaires. Cela nécessite un facteur de 100$^{8/5}$ de puissance de collecte de lumière supplémentaire (puisque 5 magnitudes équivaut à 100 fois la luminosité). C'est à dire. environ 1580 fois plus grande ouverture que la pupille de l'œil. En supposant que la pupille a un diamètre de 7 mm, le diamètre de votre télescope devrait être de 7 $ imes 1580^{1/2} $, soit environ 280 mm.

C'est assez proche je pense - peut-être un peu élevé mais pas beaucoup.


Magnitude d'étoile la plus faible visible par rapport F du télescope et diamètre lentille/miroir

Ainsi, comme j'ai posté plusieurs fois, dans ma résidence principale, les vues sont sévèrement limitées par les arbres et par ma maison. Par conséquent, je n'ai pas le luxe de choisir les cibles optimales en fonction du télescope classique que j'ai envie d'utiliser, mais je dois plutôt faire mon choix de télescope en fonction de la série limitée de cibles dans le FoV disponible.

Question : existe-t-il une formule, un tableau ou une règle empirique permettant, par exemple, en fonction du diamètre de la lentille/du miroir, de la correction de l'obstruction centrale des réflecteurs et du rapport F du télescope, d'estimer la magnitude maximale réaliste (la plus faible) des étoiles et des DSO que je devrais pouvoir voir dans des conditions de référence ?

Juste pour référence ici à North NJ, j'ai les achromats classiques très longs et lents 60-80mm (>f15), un 60x700 et un 50x600 achromat F12, le 78mm F6.8 TV Pronto, un Tasco 9VR 60mm F5 et un 125mm SCT F10. Merci

#2 photoracer18

Vous pouvez facilement rechercher en ligne la magnitude limite de vos portées par taille d'objectif (oui, il existe une formule). Le rapport focal n'affecte pas directement cela. Cependant le type d'oscilloscope peut souvent déterminer la puissance utile maximale. Les télescopes sans obstruction entièrement corrigés ont généralement tendance à atteindre leur maximum plus facilement que les autres types en raison des pertes de lumière et de l'incapacité de concentrer toutes les couleurs de lumière disponibles au même point.

Mais la chose la plus importante qui limite ce que vous pouvez voir est la qualité du ciel ou la vue. Si votre œil nu ne peut pas voir jusqu'à une magnitude d'au moins 6, vos télescopes ne pourront pas non plus atteindre leur magnitude limite. Dans votre cas, le 5" SCT sera capable de voir plus faiblement que toute autre chose parce que rien d'autre que vous avez n'est de taille proche. Mais cela suppose qu'il est en parfaite collimation et que vous avez d'excellentes pièces à utiliser avec, ce qui signifie des oculaires de haute qualité, des diagonales, et d'autres choses. Cela ne veut pas dire cher tout le temps, car les oculaires avec moins d'éléments, des lentilles d'excellente qualité et des revêtements haut de gamme perdront moins de lumière qu'un gros oculaire cher avec beaucoup d'éléments conçus pour donner un champ exceptionnellement large. vont probablement adorer les vues de cet oculaire cher. Les oculaires .965 de ces anciens réfracteurs classiques sont conçus pour bien s'adapter aux portées avec lesquelles ils sont fournis. Mais il en va de même pour un ensemble de Plossls haut de gamme de 1,25 "en général.

#3 Astrojensen

L'amplitude limite dépend d'un grand nombre de facteurs et, en tant que telle, peut être très difficile à calculer autrement qu'en tant qu'approximation lâche. Le mieux est simplement de sortir et d'observer avec VOTRE lunette sous VOTRE ciel avec VOS yeux et de voir à quel point vous pouvez voir faible. Au bout d'un certain temps, vous en avez une bonne idée et pouvez prédire assez précisément ce que vous pouvez voir dans les circonstances données. Avoir un certain nombre d'objets "bougie standard" à comparer aide également beaucoup.

Ciel clair!
Thomas, Danemark

#4 Redbetter

Bien qu'il existe des moyens de le calculer principalement en fonction de l'ouverture, le meilleur moyen de déterminer votre magnitude limite typique pour les objets stellaires est d'observer avec l'équipement et de découvrir de quoi il s'agit au cours de quelques sessions. En général, vous pouvez l'adapter d'une ouverture à l'autre pour votre œil, et ce sera mieux que la plupart des calculatrices.

Le rapport focal et la longueur ne sont pas pertinents. Le type de portée (transmission efficace et diffusion d'ampères) aura de petits impacts.

L'ouverture et le grossissement utilisés sont les principaux facteurs. Un grossissement plus élevé améliorera la magnitude limite stellaire jusqu'au point où la vision ne la supporte plus ou que le motif du disque aéré devient suffisamment grand visuellement pour qu'il ne soit plus "stellaire". Lors de l'agrandissement d'un objet stellaire, le contraste avec le fond du ciel est amélioré car la taille apparente de l'étoile est essentiellement inchangée. sauf lorsque la taille du motif de vision ou de diffraction le gonfle. C'est l'une des raisons pour lesquelles les portées plus grandes sont de plus en plus impactées par la vue. Ils ne peuvent souvent pas atteindre un grossissement optimal.

Pour les étoiles, l'obscurité du ciel en arrière-plan n'a pas autant d'impact que prévu. en particulier si vous pouvez utiliser un grossissement suffisant (pupille de sortie suffisamment petite.) Ainsi, même si plus sombre vous rendra plus profond, la corrélation n'est pas proche de 1:1 avec le ciel de fond. J'ai été surpris de voir à quelle profondeur je peux aller dans une arrière-cour de banlieue : 12,8 mag dans un 60 mm, 13,3 dans 80 mm, 14,0 dans 110 mm et 15,1 avec le 10". C'étaient sur des étoiles calibrées. Sachez que ces dernières

0,5 mag dans chaque cas était assez difficile et seulement certain parce que je savais exactement où chercher. Trouver quelque chose qui n'est pas déjà connu pour être là a un seuil plus lumineux.

#5 bremms

Il est basé sur le débit d'ouverture (surface) (pertes de réflexion, d'absorption et d'obstruction) et le grossissement dans une certaine mesure en raison de la physiologie de l'œil. Le CO a également pour effet de réduire le pic central dans le disque aéré et cela peut réduire la magnitude limite . L'abbération chromatique a un effet similaire mais elle diffuse la lumière d'une manière différente.

#6 Eddgie

Les diagrammes de magnitude limite contiennent les données qui indiquent ce à quoi on peut s'attendre en termes de magnitude limite pour une ouverture donnée, et bien que des facteurs tels que la transmission et la taille secondaire puissent influencer cela, cette influence est généralement limitée à un ou deux dixièmes de magnitude. En d'autres termes, vous pouvez généralement l'ignorer à des fins de comparaison.

La grande limite de ces tableaux est qu'ils ne peuvent pas vous dire la grandeur limite pour vos conditions de ciel.

Pour le savoir, je vous recommande d'utiliser une page Web avec une calculatrice pour vous aider à montrer non seulement le télescope, mais aussi à prendre en compte vos conditions d'observation.

Voici une belle calculatrice qui fait cela pour vous.

#7 DMala

Merci à tous pour les retours. Le problème avec le développement d'une sorte d'échelle subjective est que, sans (encore) une monture GoTo qui pourrait aider à trouver des étoiles de luminosité connue, l'identification d'objets de référence relativement faibles dans un manchon de ciel étroit est une entreprise que je ne pense pas pouvoir de manière fiable essayer d'atteindre. Je vais essayer la calculatrice comme point de départ.

#8 BrooksObs

Comme d'autres l'ont déjà indiqué, les formules de grandeurs limites supposées n'offrent au mieux que de vagues approximations, car le nombre de variables prises en compte dans l'équation est si grand. Je ne crois pas que quiconque ci-dessus ait parlé de l'impact du grossissement sur la magnitude limite, mais étant donné une nuit avec une atmosphère très stable qui vous permet d'utiliser une gamme considérable d'oculaires, la magnitude limite devrait s'approfondir progressivement à chaque augmentation de grossissement et pic avec votre puissance la plus élevée.

Personnellement, je peux signaler une magnitude limite de

11,3 (vu avec désinvolture) avec 10x50B et 13,5 avec 20x120B. Avec mon 12,5" f/5,6 newtonien j'ai atteint 16,3 et 18,6 avec le newtonien 20" d'un collègue d'environ

f/4. Chacun des télescopes employait environ 300x et j'observais sur des sites de ciel sombre. Si j'avais encore augmenté la puissance sur l'une ou l'autre portée, j'aurais sans aucun doute vu un peu plus faible encore.

#9 bremms

J'ai essayé il y a de nombreuses années avec quelques portées différentes. Avec un 60 mm d'un ciel sombre, je pouvais voir une magnitude de 12,0 à 120x à coup sûr et 12,5 était incertain mais là. Mon fidèle RV6 a fait environ 14,0 à 250x environ. Mon 10 " F6 avec un superbe miroir et de nouveaux revêtements améliorés a fait 15,5 pendant une très bonne visibilité. La vue est presque toujours mauvaise dans le centre de New York. Je n'étais pas aussi expérimenté, mais beaucoup plus jeune. Maintenant, je ne me soucie plus beaucoup des chiffres réels.

#10 Redbetter

Pour référence, dans un ciel sombre (

21,6 MPSAS) J'ai pris les 60, 80 et 110 à presque exactement 1 magnitude plus profonde (0,9, 1,0 et 1,0 pour 13,7, 14,3 et 15,0) par rapport à l'arrière-cour (

19,2 MPSAS pour les deux plus petits, et environ 18,9 MPSAS entre les nuages ​​dans le 110.) Cela utilisait le même groupe et la même séquence comme cible, et utilisait principalement le même oculaire (zoom 3-6) bien que parfois Barlowed ou avec un T6 au besoin .

Je n'ai pas eu l'occasion de tester le 10" dans le même ciel sombre sur la même cible. Lors d'une bonne nuit de vision, il devrait atteindre quelque part dans les 16 bas.

Le 20" était très limité la seule fois où je l'ai testé dans un ciel sombre sur cette cible, 2/10 à 3/10 Pickering au mieux, bon pour environ 278x bien que j'aie pu voir des étoiles instables un peu plus sombres à 500x dans le Je pouvais détecter et tenir une étoile mag 17,4 parfois avec certitude, mais la séquence était clairsemée au-delà de cela et je n'avais que des indices sur les deux suivantes, une 17,64 et une 18,04 - pas assez pour prétendre la détection de l'une ou l'autre. correspond à ce que j'ai remarqué dans le passé dans le 20". Voir est le facteur le plus important pour cela car il permet des étoiles plus faibles à n'importe quel grossissement donné, et plus de grossissement qui révèle également plus si la vue le supporte. La vision de 0/10 à 1/10 rend même 17 mag difficile dans la portée tandis que la vision de 5/10 l'amène au bas 18. Je ne sais pas à quoi cela donnerait une excellente vision, car je n'avais pas eu ça depuis quelques années, et à l'époque, je n'avais vraiment pas exploré les limites de la portée.

#11 bremms

En tant que jeune amateur, j'étais obsédé par la limitation de la magnitude par rapport à l'ouverture, les conditions et ainsi de suite. J'ai réalisé que ce n'était pas une valeur absolue et que les limites de magnitude publiées étaient prudentes. Vivant dans le centre de l'État de New York, il faisait sombre, mais voir était un facteur critique. Le voir est mauvais la plupart du temps. A régulièrement atteint 14,0 facilement avec mon RV6 avec une mauvaise visibilité et environ 14,5 avec une bonne visibilité. Souvenez-vous encore de la première lumière dans mon 10" F6. J'ai dû attendre plus d'un an pour le miroir fait sur mesure. J'ai laissé la lunette s'égaliser pendant une heure et demie. Il s'est avéré que la vision était remarquablement bonne. Je suis descendu à 15,5. M13 n'avait jamais été aussi beau auparavant.

#12 555aaa

Je ne fais pas beaucoup d'observations visuelles, mais je pense que vous pouvez estimer approximativement l'étoile la plus faible que vous puissiez voir en calculant le rapport de la taille de la pupille ouverte de votre œil à l'ouverture du télescope, puis en ajoutant cela à la limite magnitude que vous voyez à l'œil nu. Par exemple, si votre œil a une ouverture de 6 mm, mais que vous observez avec un télescope de 60 mm, vous avez 100 fois la zone de collecte de votre œil. 100x correspond également à cinq magnitudes stellaires, donc si vous pouvez voir des étoiles de magnitude 6 à l'œil nu, vous prédiriez alors que vous pourriez voir des étoiles de 6 + 5 = 10e magnitude. La formule pour le gain de magnitude supplémentaire du télescope serait :

où D est le diamètre de la lentille ou du miroir du télescope et d est l'ouverture de l'œil humain, et log10 signifie un logarithme de base 10. Pour un télescope à ouverture de 200 mm, il s'agit d'une "amplification" de magnitude 7,6 de ce que vous voyez à l'œil nu.

#13 Eddie

Comme d'autres l'ont déjà indiqué, les formules de grandeurs limites supposées n'offrent au mieux que de vagues approximations, car le nombre de variables prises en compte dans l'équation est si grand. Je ne crois pas que quiconque ci-dessus ait parlé de l'impact du grossissement sur la magnitude limite, mais étant donné une nuit avec une atmosphère très stable qui vous permet d'utiliser une gamme considérable d'oculaires, la magnitude limite devrait s'approfondir progressivement à chaque augmentation de grossissement et pic avec votre puissance la plus élevée.

Personnellement, je peux signaler une magnitude limite de

11,3 (vu avec désinvolture) avec 10x50B et 13,5 avec 20x120B. Avec mon newtonien 12,5" f/5,6 j'ai atteint 16,3 et 18,6 avec le newtonien 20" d'un collègue d'environ

f/4. Chacun des télescopes employait environ 300x et j'observais sur des sites de ciel sombre. Si j'avais encore augmenté la puissance sur l'une ou l'autre portée, j'aurais sans aucun doute vu un peu plus faible encore.

BrooksObs

La calculatrice à laquelle j'ai lié l'OP inclut le grossissement comme l'un des paramètres.

Les jumelles fonctionneront bien au-dessus de leur ouverture car, premièrement, il y a deux ouvertures, et deuxièmement, il y a l'avantage supplémentaire de la sommation binoculaire.

Maintenant, la calculatrice que j'ai envoyée n'est parfaite sous aucune forme de mot, mais elle permet au PO d'avoir une idée des différences relatives qu'il pourrait s'attendre à voir de son emplacement. Si le calculateur suggère une différence de magnitude 1,5 entre deux portées différentes, alors il peut probablement s'attendre à y parvenir. Sa grandeur limite absolue sera bien sûr un peu subjective et variera avec ses conditions.

Je recommande à l'OP qu'il se procure un compteur SQM-L. Celles-ci sont en fait très pratiques pour juger de la qualité du ciel d'une nuit à l'autre. Mon ciel peut varier de deux grandeurs complètes ou plus. La semaine dernière, la poussière du Sahara soufflant dans le centre de Tx ressemblait davantage à un VLM de 2,5, mais de nombreuses nuits en hiver, j'arrive à VLM 4. SQM me dit en un coup d'œil à quoi je peux m'attendre sans avoir à attendre une adaptation sombre.

#14 petmic

Question : existe-t-il une formule, un tableau ou une règle empirique permettant, par exemple, de se fonder sur le diamètre de la lentille/du miroir, de corriger l'obstruction centrale des réflecteurs ? rapport F du télescope, je peux estimer la magnitude maximale réaliste (la plus faible) des étoiles et des DSO que je devrais pouvoir voir dans des conditions de référence ?

J'ai toujours pensé que le rapport f n'avait rien à voir avec la magnitude limite pour le visuel. C'est l'ouverture qui joue ici le premier violon. Les obstructions, la réflectivité du miroir, etc., diminuent la magnitude limite, mais je suppose que ce n'est pas quelque chose dont il faut s'inquiéter.

L'astrophotographie est une toute autre histoire.

#15 Eddie

Et pour le PO, l'autre raison pour laquelle vous pourriez vouloir investir dans un compteur SQM est que de nombreux observateurs donnent la lecture SQM au début de leur message avec leurs observations.

Si vous voyez une observation affichée où l'observateur dit que SQM était 18 et qu'ils utilisaient une lunette de 8", alors vous sauriez que si votre emplacement était SQM 18 et que vous utilisiez une lunette de 8", vous pourriez vous attendre à le voir aussi.

Je pense que c'est en fait une approche plus utile que de simplement regarder la magnitude limite. C'est parce que vous pouvez réellement savoir avec certitude qu'un télescope donné peut voir une cible donnée sous une qualité de ciel spécifique.

La calculatrice liée dit que j'aurais dû être capable de voir l'étoile Mag 14,7 en utilisant mon C14 sous un ciel SQM 18. Il s'est avéré que c'était à peu près correct. Je pense que la calculatrice dans le lien ci-dessus est raisonnablement proche, mais seulement si l'on utilise la lecture SQM, car VLM n'est, je pense, pas quelque chose que la plupart des débutants maîtrisent bien. SQM est très objectif, tandis que VLM a beaucoup de variables.

#16 Eddgie

J'ai toujours pensé que le rapport f n'avait rien à voir avec la magnitude limite pour le visuel. C'est l'ouverture qui joue ici le premier violon. Les obstructions, la réflectivité du miroir, etc., diminuent la magnitude limite, mais je suppose que ce n'est pas quelque chose dont il faut s'inquiéter.

L'astrophotographie est une toute autre histoire.

Oui, pour le visuel, le rapport focal n'a aucune incidence et tout au plus, la différence de conception du télescope ne sera qu'une fraction d'une magnitude, donc bien qu'il soit souhaitable de trouver une calculatrice qui l'inclue, si l'on utilise juste un simple tableau, différent les conceptions seront généralement dans les deux dixièmes d'une magnitude, donc assez sûr à ignorer car l'observateur visuel a du mal à voir une différence aussi petite.

BInoviwer coûtera environ 3/10 de différence, mais même cela n'est pas flagrant. Il faut des comparaisons de grandeurs limites assez prudentes pour voir la différence.

La complication est que beaucoup de gens pensent que cela se répercute directement sur des cibles étendues et c'est loin d'être la vérité.

Si l'OP veut savoir à quel point il pourrait voir une galaxie sombre, les tableaux ne seront pas utiles pour cela dans la mesure où il pourrait détecter une galaxie du 12ème mag, mais il pourrait ne pas en voir assez pour en profiter.

Avec mon télescope de 12", j'ai du mal à voir des galaxies de magnitude 12" Lorsque j'utilise des oculaires en verre (facile avec l'intensificateur d'image) depuis ma zone rouge même si je peux voir peut-être des étoiles de 14e magnitude. Cela dépend beaucoup de la taille et de la distribution d'énergie. Un grand bord de spirale est plus facile à voir à Mag 12 qu'un petit elliptique diffus. Avec les galaxies, ce genre de cartes est inutile. On ne peut s'y fier que pour les sources ponctuelles. Tout le reste sera probablement insatisfaisant sous un ciel lumineux, à moins qu'il n'utilise quelque chose comme un oculaire à intensification d'image ou un appareil photo EAA et pour ceux-ci, vous n'avez pas besoin de beaucoup d'ouverture pour obtenir de bons résultats.

Pour ce genre de cibles, je pense que la meilleure ressource est les rapports d'autres amateurs utilisant des équipements de taille similaire, sous un ciel de qualité similaire.

C'est pourquoi je lui ai recommandé le SQM-L. Pour rendre utile un rapport d'observation de quelqu'un d'autre, vous devez non seulement connaître l'ouverture et la puissance utilisées par l'affiche, vous devez également connaître la qualité du ciel par rapport à votre propre qualité de ciel.

Pour les étoiles uniquement, les graphiques et les calculatrices sont bons et peuvent donner une comparaison "relative", mais cela ne signifie pas que vous pouvez voir la nébuleuse de la tête de cheval depuis une cour légèrement polluée, même si sa magnitude indiquée est de 6,8. De nombreuses personnes ont du mal à voir la nébuleuse de la Tête de cheval même depuis un ciel semi-obscur, c'est donc un excellent exemple de la déconnexion entre les calculateurs et les tableaux d'ouverture limite et le résultat réel sur les DSO étendus. Encore une fois, je peux le voir avec mon oculaire I2 depuis ma zone rouge, mais avec un oculaire standard, même pas un indice n'est visible.

Édité par Eddgie, 05 juillet 2018 - 09:45.

#17 Contrepoids

J'aime la façon dont fonctionne le logiciel d'observation SkyTools pour cela, ce n'est pas exclusif mais c'est génial. Lorsque vous essayez de le faire avec précision, vous devez également connaître l'angle de la masse d'air (ce qui nécessite également votre emplacement) ou la quantité d'air que vous regardez, bien sûr au zénith local, ce sera le moins. Vous devriez y jeter un coup d'œil et d'autres progiciels similaires. Vous saisissez les conditions du ciel parmi d'autres données spécifiques à l'oscilloscope et à l'oculaire et il y a un monde d'informations à partir duquel travailler - pas besoin de réinventer une roue. À partir de là, vous pouvez extraire le déroulement de votre session particulière et faire des comparaisons reproductibles avec des objets catalogués connus. Devrait fournir une bonne référence dans le monde réel pour ce que vos oscilloscopes font dans votre ciel.

Comme pour tout dans le passe-temps, il y a du monde théorique et du monde réel - faire des généralisations ne donne que des généralisations, dont l'OMI est inutile.

#18 DMala

Alors que je digère les informations intéressantes publiées dans ce fil, je dois admettre que je suis surpris par le fait que le rapport F n'est pas un facteur pertinent pour déterminer l'objet le plus faible visible. À l'époque de la photographie argentique (il y a plus de 20 ans) et même actuellement lors de l'utilisation des réglages manuels sur un appareil photo numérique connecté à mes télescopes, fermer le diaphragme de l'objectif (ou simuler cela numériquement) et donc augmenter le rapport F, assombrit l'image et réduit le nombre d'étoiles visibles dans le viseur et sur le fichier film/image. Existe-t-il une explication simple pour laquelle cela ne s'applique pas aux observations visuelles avec des télescopes astronomiques ? Merci de m'avoir instruit.

Edité par DMala, 05 juillet 2018 - 11:26.

#19 petmic

Alors que je digère les informations intéressantes publiées dans ce fil, je dois admettre que je suis surpris par le fait que le rapport F n'est pas un facteur pertinent pour déterminer l'objet le plus faible visible. À l'époque de la photographie argentique (il y a plus de 20 ans) et même actuellement lors de l'utilisation des réglages manuels sur un appareil photo numérique connecté à mes télescopes, fermer le diaphragme de l'objectif (ou simuler cela numériquement) et donc augmenter le rapport F, assombrit l'image et réduit le nombre d'étoiles visibles dans le viseur et sur le fichier film/image. Existe-t-il une explication simple pour laquelle cela ne s'applique pas aux télescopes astronomiques ? Merci de m'avoir instruit.

Pour les télescopes, le rapport F s'applique de la même manière que le rapport f dans les objectifs de caméra. Mais ce concept ne concerne que les caméras. Ne s'applique pas aux yeux humains.

#20 BrooksObs

Et pour le PO, l'autre raison pour laquelle vous pourriez vouloir investir dans un compteur SQM est que de nombreux observateurs donnent la lecture SQM au début de leur message avec leurs observations.

Si vous voyez une observation affichée où l'observateur dit que SQM était 18 et qu'ils utilisaient une lunette de 8", alors vous sauriez que si votre emplacement était SQM 18 et que vous utilisiez une lunette de 8", vous pourriez vous attendre à le voir aussi.

Je pense que c'est en fait une approche plus utile que de simplement regarder la magnitude limite. C'est parce que vous pouvez réellement savoir avec certitude qu'un télescope donné peut voir une cible donnée sous une qualité de ciel spécifique.

La calculatrice liée dit que j'aurais dû être capable de voir l'étoile Mag 14,7 en utilisant mon C14 sous un ciel SQM 18. Il s'est avéré que c'était à peu près correct. Je pense que la calculatrice dans le lien ci-dessus est raisonnablement proche, mais seulement si l'on utilise la lecture SQM, car VLM n'est, je pense, pas quelque chose que la plupart des débutants maîtrisent bien. SQM est très objectif, tandis que VLM a beaucoup de variables.

Non, Eddgie, ce n'est pas vrai. Tous les amateurs que je connais de sportifs SQM prennent leurs lectures au zénith. À moins que l'objet céleste observé ne se trouve pas à une altitude similaire, alors vous avez vraiment peu ou pas d'idée réelle de ce que vous pourriez vous attendre à voir à votre emplacement par rapport au leur dans des directions et des altitudes différentes. Le SQM n'évalue pas les conditions de l'ensemble du ciel, de sorte que ses lectures ne transmettent pas beaucoup d'informations d'observation utiles au-delà de l'obscurité relative au zénith d'un site à un autre, à moins que le compteur ne soit centré au même point que l'objet observé à le temps.

Édité par BrooksObs, 05 juillet 2018 - 13:40.

#21 Redbetter

Alors que je digère les informations intéressantes publiées dans ce fil, je dois admettre que je suis surpris par le fait que le rapport F n'est pas un facteur pertinent pour déterminer l'objet le plus faible visible. À l'époque de la photographie argentique (il y a plus de 20 ans) et même actuellement lors de l'utilisation des réglages manuels sur un appareil photo numérique connecté à mes télescopes, fermer le diaphragme de l'objectif (ou simuler cela numériquement) et donc augmenter le rapport F, assombrit l'image et réduit le nombre d'étoiles visibles dans le viseur et sur le fichier film/image. Existe-t-il une explication simple pour laquelle cela ne s'applique pas aux observations visuelles avec des télescopes astronomiques ? Merci de m'avoir instruit.

Cela ne s'applique pas car avec le télescope on ne réduit pas l'ouverture en fermant un diaphragme. Nous utilisons des oculaires pour changer la pupille de sortie/le grossissement à la place. Nous restons à pleine ouverture et tout grossissement donné avec la même ouverture produira la même luminosité d'image. La modification du grossissement (pupille de sortie) modifie la luminosité ainsi que l'échelle linéaire. Pensez en termes de pupille de sortie et d'ouverture. Les deux ensemble déterminent à la fois le grossissement et la luminosité de l'image.

#22 Eddie

Non, Eddgie, ce n'est pas vrai. Tous les amateurs que je connais de sportifs SQM prennent leurs lectures au zénith. À moins que l'objet céleste observé ne se trouve pas à une altitude similaire, alors vous avez vraiment peu ou pas d'idée réelle de ce que vous pourriez vous attendre à voir à votre emplacement par rapport au leur dans des directions et des altitudes différentes. Le SQM n'évalue pas les conditions de l'ensemble du ciel, de sorte que ses lectures ne transmettent pas beaucoup d'informations d'observation utiles au-delà de l'obscurité relative au zénith d'un site à un autre, à moins que le compteur ne soit centré au même point que l'objet observé à le temps.

BrooksObs

Eh bien, si on va sur le site SQM, on peut voir que il existe deux modèles différents .

Une option est le SQM large et l'autre est le SQM-L .

La différence est que le SQM fait un large champ, ce qui est utile sous un ciel sombre, mais le SQM-L fait un étroit domaine.

Je peux faire une lecture au zénith, et je peux faire une lecture près de l'horizon. Cela signifie que si je veux signaler le SQM dans mon rapport d'observation, je peux photographier la zone dans laquelle j'observe et obtenir une lecture SQM localisée.

Je suppose que la plupart des gens sous un ciel radieux achètent le SQM-L pour cette raison et c'est exactement pour cela qu'il est conçu.

Alors, est-ce vrai si l'on utilise un SQM-L, ou pas ? Je suis juste curieux de connaître ton opinion parce que je détesterais que quelqu'un pense que je mens.

Edité par Eddgie, le 05 juillet 2018 - 14:23.

#23 Redbetter

Non, Eddgie, ce n'est pas vrai. Tous les amateurs que je connais de sportifs SQM prennent leurs lectures au zénith. À moins que l'objet céleste observé ne se trouve pas à une altitude similaire, alors vous avez vraiment peu ou pas d'idée réelle de ce que vous pourriez vous attendre à voir à votre emplacement par rapport au leur dans des directions et des altitudes différentes. Le SQM n'évalue pas les conditions de l'ensemble du ciel, de sorte que ses lectures ne transmettent pas beaucoup d'informations d'observation utiles au-delà de l'obscurité relative au zénith d'un site à un autre, à moins que le compteur ne soit centré au même point que l'objet observé à le temps.

BrooksObs

Ce n'est pas tout à fait exact. Les SQM et les SQM-L sont généralement lus au zénith et cela nous en dit long sur l'obscurité du site. (Oui, il est important que nous ayons une idée si les lectures ont été prises lorsque la surcharge du patch était plus clairsemée par rapport à celle impactée par la Voie lactée, mais ce n'est pas difficile à expliquer.) Seul un petit nombre d'amateurs ont accès au ciel, donc vierge que toute la vue du ciel est si importante. La réalité est que plus de 99 % d'entre nous, même sur des sites très sombres, auront des quadrants impactés par des dômes lumineux au loin, que ces sources principales se trouvent à 30 miles ou plus de 100. Ces quadrants ne sont généralement pas ceux que nous choisissez d'observer les objets les plus faibles et les conséquences négatives ont tendance à être principalement dans les parties inférieures du ciel, pas là où nous pointons nos télescopes. Au lieu de cela, nous avons tendance à observer 40 degrés et plus pour les DSO lorsque cela est possible.

Les compteurs SQM-L font un bon travail pour résoudre ce problème. Ils peuvent également être utilisés pour démontrer l'éclaircissement d'un quadrant par rapport à un autre, et le grand impact de la Voie lactée, en particulier le brillant hub galactique. Les mesures NELM sont beaucoup plus variables en comparaison, beaucoup plus subjectives, beaucoup plus sensibles à la méthode utilisée, beaucoup plus dépendantes de l'expérience et de la patience de l'observateur pour obtenir une mesure valide, et aussi assez dépendantes de la correction de la vision de l'observateur.

Après avoir travaillé sur les calculs avec des lectures SQM-L et des magnitudes d'étoiles calibrées, je trouve que les magnitudes limites télescopiques observées et mesurées pour mon œil suivent très bien avec les calculs théoriques. (Voir mon résultat précédent avec un delta étonnamment cohérent de 0,9 à 1,0 pour trois oscilloscopes de tailles différentes testés sur deux sites de luminosité considérablement différents sur une plage de nuits.) La complexité de la magnitude limite stellaire entre principalement en jeu lorsque la vision devient un facteur - par exemple. des ouvertures plus grandes ou lorsque la plage de grossissement n'est pas optimisée dans des ouvertures plus petites.

Et quand il s'agit d'estimations à l'œil nu. ils sont encore plus impactés par l'horizon vs le zénith qu'une lecture de type SQM-L. NELM peut varier considérablement même avec le même observateur sur le même site dans les mêmes conditions. Cependant, les estimations à l'œil nu ne correspondent pas bien à ce que je vois à travers la lunette sur le même site.


Puissance et ouverture dans les jumelles

Par : Alan MacRobert 28 juillet 2014 2

Recevez des articles comme celui-ci dans votre boîte de réception

Les performances astronomiques des jumelles peuvent être évaluées en un coup d'œil. Il suffit de multiplier la puissance (le premier des deux nombres dans une désignation comme « 8 x 50 ») par l'ouverture (le deuxième nombre, donné en millimètres). Le produit est le facteur de visibilité, selon Roy L. Bishop.

Télescope Sky & / Chuck Baker

Pour déterminer le diamètre des pupilles de sortie (les disques de lumière blancs vus ici), divisez le diamètre de la lentille de l'objectif par le grossissement. La plupart des observateurs verront plus avec un grossissement plus élevé, malgré la réduction résultante de la taille de la pupille de sortie.

SkyWatch/ Craig Michael Utter

Salut Alan..Un facteur important que j'ai trouvé aussi est la stabilisation. J'ai un ensemble stabilisé Canon 10x30 IS. Avec leur excellente optique et leur stabilisateur, je pense qu'ils surpassent leur facteur de 300. Excellent article..David


De plus, les changements de température peuvent prendre du temps à se neutraliser dans une grande lentille ou un miroir. La température peut provoquer des distorsions dans votre visionnement. En ne permettant pas à l'objectif ou au miroir de trouver la température ambiante, il peut y avoir des distorsions dans le verre.

Disons qu'il fait plus frais dehors que là où vous aviez rangé votre télescope. L'intérieur de la lentille essaie de se dilater tandis que l'extérieur se comprime. Cette différence peut entraîner un léger changement dans l'alignement et la capacité de se concentrer ou simplement une aberration

Un télescope moyen typique peut refroidir et ne faire qu'un avec la température ambiante en 30 minutes environ. Les portées plus grandes peuvent prendre une heure ou plus.

Bien sûr, l'heure réelle (si jamais tu avais de la dynamique thermique ?) peut dépendre de la différence de température, de l'humidité de l'air, du mouvement de l'air et de la masse de la lentille ou du miroir. De plus, la surface de dissipation.

C'est pourquoi certains fabricants installent des ventilateurs sur leurs rétroviseurs pour accélérer le processus.

Autres questions connexes

Quel télescope est plus facile à installer ? – Eh bien, un style réfracteur sur une monture Alt-Az est le plus simple à mettre en place. La ou les lentilles sont réglées et ne nécessitent aucun réglage. La monture Alt-Az est comme un support de caméra avec panoramique et inclinaison. Cette monture est la raison pour laquelle elles sont idéales pour le premier télescope pour enfants. Consultez ces articles pour en savoir plus. Qu'est-ce qu'un télescope réfracteur, qu'est-ce qu'une monture Alt-Azimut ?

Pourquoi utilisent-ils des millimètres pour mesurer les télescopes ? – Les télescopes ont été principalement inventés en Europe, mais il est également plus facile de calculer les nombres comme le grossissement et F/Stop en utilisant des millimètres. Cet article explique un peu plus en détail. Que signifie le « mm » sur mon oculaire ?

De quelle taille de télescope avez-vous besoin pour voir les anneaux de Saturne ? – Un bon télescope à ouverture de 70 mm et un bon oculaire de 13 mm vous donneront un grossissement de 50X. Most people agree that at 50 times mag, you can see the rings of Saturn as separate discs. See the article on equations to know for your telescope for access to a calculator too.


Visible dimmest star magnitude by telescope F ratio and lens/mirror diameter

There are so many factors, ad-nauseum, that you can go nuts trying to figure it all out.

This has been discussed till the cows come home in other forums and my philosophy is simple since I'm allergic to math.

I go by the pirate code. The rules are nothing but guidelines. Aaaargh!

Starman1 and several others had an outstanding thread on trying to figure out a precise way to figure accurate magnitudes and limits in the Deep Sky Observing thread but I zoned out with all the math and calculations and it, to this point, still hasn't resolved anything yet. However, I'm hopeful one day.

In the meantime, I go by the general rule for my aperture. Bla bla bla.

Then I make my list for the night depending on what's out there. I include everything.

Then I knock two magnitudes off the limit.

Those are the objects I concentrate on first. However, I do not neglect the others at the limit.

Pourquoi? Sky conditions, surface brightness and very wide errors and differences in the way the magnitudes were measured for each object.

You don't really have reliable data in the first place.

So, you may think you can see a magnitude 12 galaxy, which is well within range of your scope, but guess what? Nothing.

Yet you by chance aim for, either deliberately or accidentally for a magnitude 14 galaxy and guess what? You see it just fine.

Like I said, the "pirate code." Guidelines.

Just select the most likely targets for the evening, throw in the kitchen sink as well, but don't spend too much time and get too much of a headache searching at blank spots.

Also, consider your observing and searching skills as well. Will you be able to recognize that smudge from the background. Will that faint object seem invisible at first, but after a careful scan, suddenly slap you in the face? Believe me, it happens.

Hope this helps better than trying to calculate formulas and whatnot from already imprecise and sometimes arbitrary magnitude data.

#27 BrooksObs

Several of my colleagues above are obviously avid supporters of the SQM meters in their belief that since they are mechanical devices they are independent of any bias or error and thus the most accurate approach to evaluating the sky conditions. I'm well aware that the meters are available in two models, one with a relatively limited FOV, the other supposedly covering the whole sky. I would content, however, that neither is of much use in accurately documenting specific observing situations because of the manner that they are typically used. Earlier in this thread one of these posters mentioned that observers should be able to gain a reasonable idea of what they will see of an object if they are using a similar-sized scope under skies of roughly the same SQM meter reading. This is more than a little erroneous because of the misleading way in which the meter are typically used. SQM meter readings either determine the zenith brightness, or a mean of more-or-less the whole sky. Their readings are not specific, nor necessarily reflective, of the location in the sky that the particular observation is made. Neither does it give any real clue as to whether any atmospheric difficulties of any sort are present.

Brother John brings up the point that he apparently doesn't normally look at objects below an altitude of

40-degrees, waiting until they pass near local zenith, so zenith SQN meter readings are perfectly valid. Unfortunately, the vast majority of us have no such luxury as unlike those in a limited region of the American Southwest, the rest of us experience far less in the way of clear nights (probably less than 30%). Add to that that the great majority of summer's Milky Way showpieces never get much higher than 20-40 degrees for us. Likewise, brighter comets rarely if ever occupy portions of the sky at elevations of 40-degrees above the horizon. Thus, a large percentage of our observations, even under relatively favorable skies, must be made in skies impacted by some degree of light pollution, or atmospheric density.

Now I'm certainly no great proponent of the NELM when used alone as being any sort of real guide either. I would add that there is also no real correlation between the SQM meter readings and the Dark Sky Scale as presented in so many of today's posted sky darkness scales. except perhaps in the minds of whoever put together the graphs combining the two. Certainly I was never consulted for an opinion on the subject and I note that the particular graph offered very early-on in this thread quickly becomes a full magnitude, or more, off reality by the time the listed SQM meter reading has reached 21.7 , inferring that a reading of 21.7 is by no means as dark as it can get!

In defense of the Dark Sky Scale, it gives others looking at someone's observational report a true idea of how the sky appeared to that observer at the time of the observation was made, most particularly the presence of any light pollution and the clarity of the sky. No matter how dark and clear it may be at zenith, if the sky within say 30 or 40-degrees of the horizon is increasingly obscured by thin haze, or the presence of light domes, the zenith brightness figure looses much of its meaning if the observation is being made in that impacted zone. Our West Coast colleagues may have the luxury of passing on such night, or turning their eyes elsewhere. but the rest of us normally don't and can'y. At the same time, when reported in an observing log the DSS gives other folks some rather clear visual impression of if their local conditions may be similar to that of the reporting observer and whether they indeed might see similar objects/details with their own scope.

Now no method is perfectly accurate and applicable in all situations. But the one most likely to provide the most visual information, not only concerning the object observed, but just as importantly the conditions the observation was made under, carry the most lasting value. Far too few observers fully document the latter in any meaningful manner these days. And concerning things like DSO and comets, which are mostly seen as extended, often faint and highly diffuse objects of low surface brightness, the sort of sky they are observed under is critical in the proper evaluation of the observations.


Finding the lens diameter of a telescope by magnitude - Astronomy

Astronomy - Telescopes

  • telescope magnification:
    • telescope magnification = telescope objective focal length / telescope eyepiece focal length
    • total telescope magnification = Barlow magnification x telescope magnification
    • where Barlow magnification = magnification of any Barlow lens or extender if used (usually 2 or 3, if no Barlow, then = 1)
    • maximum useable magnification is 2 to 2.5 x aperture in mm (ie. 200x for 80mm, 400x for 150mm) or 50x per inch
    • it is a general assumption that the higher the magnification of a telescope, the farther and better it can see. This is true only to a certain point. The aperture becomes much more important once the effects of atmospheric refraction set in.
    • planetary observation:
      • "seeing" conditions impose the greatest limitation on a telescope's usable magnification & resolution, and at times of average seeing conditions which is most of the time, the resolution of planets will be as good in a 5" as a 16", it is only on those handful of rare nights of excellent seeing that a 16" can be used to its fullest.
      • in addition, the lack of a guided telescope such as by an equatorial mount with motor drive, limits useful magnification to 200-250x as you will otherwise need to be continuously moving the telescope by hand creating vibrations. This applies to Dobsonian mounts in particular.
      • optimum magnifications for planetary viewing start at about 20-25x the telescope's aperture in inches (eg. 160x for 8"), then increase magnification by using smaller eyepieces until no further detail appears, then drop back to the previous magnification
      • refractors give the best contrast and resolution for a given aperture, and for the main planets, brightness is not usually an issue so the larger aperture of the Newtonians is less important than the higher contrast, better optics of the refractor
      • maximum useful magnification depends on seeing conditions, telescope aperture, quality & optical alignment but is usually about 300-500x for most 6-8" scopes (max. of 75x per inch aperture if excellent optics and good seeing)
      • given the smallest eyepieces are


      Fifth Option: Go-To or not to Go-To.

      Even some lower cost telescope mounts are being sold with "Go-To" which uses a computer and electric motors to drive the telescope to the selected target. This type setup may sound ideal but any go-to telescope will be complicated. For the initial alignment process to be successful you need to know the location and names of some of the brighter stars. Star charts and especially astronomy apps can be a great help. Don't expect just because it is computer driven it will be easy. It will take some real effort to get it all to work properly.

      Some newer mounts have become extremely advanced and have go-to computer systems with optional GPS receivers and cameras to support self-aligning. These systems are expensive and again, expect to spend some time learning how to make it all work properly.

      Some stargazers find that having the computer do the work for them is less satisfying than doing it themselves. Before the go-to age, astronomers used "star hopping" to find deep sky objects. The sky now becomes your hunting grounds and there is real satisfaction in locating your targets. It is much different experience than just taking a computer guided tour.

      Digital Setting Circles are an option for mounts without go-to computers. These are commonly added on to large Dobsonian telescope mounts to assist in locating deep sky objects and are sometimes referred to as "push-to" scopes.


      Dark Adaptation and Limiting Magnitude

      Our eyes are a wonderful creation − capable of seeing over a very wide range of brightness levels from a sunny beach to a dark location from which to observe the heavens. The first part of this article looks at how our eyes adapt to the dark and so allow us to see faint stars and even four galaxies − M31, M33 and the two Magellanic Clouds − with our unaided eyes.

      As we step from a bright room into the dark outside the first, and virtually instantaneous, adaptation to the dark is that the pupils of our eyes dilate from perhaps 2 mm up to 5 to 7 mm in diameter. As indicated in the addendum at the end of this article the size of the dilated pupil depends quite strongly on age falling from

      5 mm at age 70. This represents a factor of 2 in area so that, other things being equal, a young person would be able to see stars up to

      0.75 magnitudes fainter than an elderly person. [Mdiff = 2.5 log10(2)] The magnitude gain may not be quite as much as this as, when the pupil is wide open, aberrations in the eye’s optics may increase the size of stellar images on the retina somewhat making them slightly harder to detect.

      Using direct vision, we observe the light falling on the fovea in the central part of the retina. This small area is densely packed with the cones that give us our colour vision. It contains few of the rods that register only brightness. In the dark, the sensitivity of the cones increases quite rapidly so enabling us to see fainter stars. They reach their full sensitivity after 7 to 10 minutes.

      Away from the fovea, the cones are sparse and our vision depends on the rods. They too will increase in sensitivity but the time scale is longer, taking 30 to 50 minutes to reach their full sensitivity − which is considerably greater than that of the cones. So we will see fainter objects when using averted vision that is directing ones eyes slightly away from the object that we wish to view but still concentrating on the object of interest. This takes some practice. The sensitivity of the retina is not uniform away from the fovea, being most sensitive in the part of the retina nearest the nose, so that one should scan around the object of interest until the object is best seen.

      Dark Adaptation of the Cones and Rods

      Some observers report that their sensitivity is increased by 20-40 times corresponding to a magnitude increase of 3 to 4 magnitudes.

      The Blinking Nebula, NGC 6826, that lies in Cygnus and is almost overhead in midsummer, is an object that dramatically demonstrates averted vision. When viewing this using a small telescope and using direct vision to observe this blue-green planetary nebula, one will only see the dim central star. Using averted vision and looking slightly to one side or the other, the faint nebula around the star appears. Switching quickly from straight to averted vision and back, the nebula appears to blink on and off − hence its name.

      Hubble Telescope Image of the Blinking Nebula

      NELM − Naked Eye Limiting Magnitude

      The limiting magnitude, NELM, is a reference to the faintest stars that can be seen with the unaided eye near the zenith. NELM is most often used as an overall indicator of sky brightness, in that light polluted and humid areas generally have brighter limiting magnitudes than remote desert or high altitude areas. The limiting magnitude will depend on the observer, and will increase with the eye’s dark adaptation. Under a relatively clear sky, the limiting visibility will be about 6th magnitude. NELM is generally regarded as the maximum magnitude that can be detected using averted vision. As this is very observer specific, I am not too keen on this definition and, at the end of this article, am proposing an alternative.

      As the light from very faint stars will cause few photons to enter the eye, the fact that randomness in their numbers entering the eye during a period of about 1/30 th second − which is about the ‘integration’ time of the eye − means that at the limit, stars will only be visible for brief moments of the time and star will appear to ‘blink’ in at out. If seen several times over a short period of time, observers can claim to have seen the star. This is how some observers can observe stars down to 8 th magnitude on dark, moonless nights!

      I have been lucky enough to observe the night sky from some of the darkest locations on Earth but there is no doubt that the ‘sky’ that excited me most, and where my NELM was greatest, was when I was at the site of the Sutherland Observatory in South Africa at a height of 1,800 m. [Height does help, but if at very high altitudes the amount of oxygen reaching the brain is reduced and our eyes become less efficient. It is reckoned that

      2,400 m is about optimum. From a height of 2,800 m on the flanks of Mauna Kea, I have observed the dark part of the Moon lit by earthshine when the sunlit part had set behind mountains. It appeared as bright to me as a bright moon appears from the UK at sea level.

      One might expect that the sky might appear blacker from very dark sites. Perhaps surprisingly, it doesn’t and actually gets brighter as we become dark adapted. It is a dark grey colour which can vary in brightness somewhat. We are seeing light that is scattered from stars and the Milky Way, sunlight scattered from dust in the plane of the solar system (the Zodiacal Light) and ‘Airglow’. This latter cause is more apparent at lower elevations and a major part comes from emission of the O III line in the green produce by oxygen that has been excited by ultraviolet emission from the Sun during the previous day. I have only observed and photographed this once, from the Kerry Dark Sky Reserve in Ireland, and discussed it in the essay ‘Imaging the Milky Way from the Kerry Dark Sky Reserve’. The airglow affects even the highest observatories, which is one reason why the Hubble Space Telescope, though small, performs so well compared to, far larger, Earth bound telescopes.

      Sky Quality Meters.

      The company Unihedron manufacture meters which measure the brightness of the sky in magnitudes per square arcsecond. This is a logarithmic measurement so large changes in sky brightness correspond to relatively small numerical changes. The numerical output ranges from 16 under moonlight to

      21 under the darkest skies. Their use is very simple: one simply points the lens to the zenith and presses the start button. Under urban skies a reading will be made almost immediately. From the very darkest sights, it may take up to a minute to make a measurement during which time it clicks quietly.

      The value of NELM can then be found using a calculator that can be accessed from the web:

      As an example, from my home location 1 mile from the centre of a medium sized town on a transparent sky with no moonlight, I have obtained an SQM reading of 20 which corresponds to NELM of 5.5 magnitudes. This is actually quite impressive and, I suspect, somewhat better than in the past − perhaps the new LED street lights are having a beneficial effect.

      DVLM – Direct Vision Limiting Magnitude

      I would much prefer a definition of limiting magnitude that does not require the use of averted vision so have come up with the name DVLM for Direct Vision Limiting Magnitude − which will, of course, be less that NELM from any given site and observing condition. As the cones which are used for direct vision reach their maximum sensitivity after, say, 10 minutes one would not have to wait so long to make an observation. I suspect that results from a wide variety of observers would be far more consistent than measurements of NELM. By adding to the DVLM a suitable amount, which might well be in the region of 1.5-2 magnitudes, one could derive a value of NELM which would agree with the values obtained using the Unihedron SQM-L Meter. I hope to explore this thought further to find, using a number of observers, the appropriate correction to give NELM. As the DVLM will depend on age due to the fact that as we age our pupils dilate less, the correction should, I think, include an age term. From my own initial observations I have come up with the formula:

      NELM = DVLM + 1.5 + ((Age-20) x 0.01)

      This latter term would give an additional contribution of up to 0.5 magnitudes and could be replaced by a value:

      Age Magnitude correction

      So as an example, on the night when the SQ meter gave a value of 5.5 magnitudes for NELM my DVLM was 3.5 magnitudes so:

      NELM = 3.5 + 1.5 + ((70 -20) x 0.01) = 3.5 + 1.5 + 0.5 = 5.5

      Addendum: Dark adapted Pupil Diameters

      In 2011 a study was published of 263 individuals aged 18 to 80. The mean measured dark adapted pupil diameters as a function of age is given below.


      Java Simulation: Limiting Magnitude for Telescopes

      In the course of either buying or using a telescope, it would be nice to know how much more powerful the telescope is than your eye in gathering light. You would also like to have an idea of what the faintest magnitude you can see would be.

      The following Java applet can answer these two questions for you. Before proceeding, please note that all numbers used are metric. First, you need to provide the size (diameter) in millimeters of the pupil of your eye. From this, you can determine the surface area of your eye that is used to collect light. The average maximum pupil diameter is between six and seven millimeters. As you age, the maximum diameter the pupil can attain shrinks. For a 50 year old, the pupil will probably expand to a diameter of no more than five millimeters.

      Next you need to specify the faintest magnitude star you can see with your naked eye. This is called the Limiting Naked Eye Magnitude. For the best viewing conditions, this value can be as small as 6th magnitude. For a viewer in an urban area, a value of 4th magnitude is not unusual.

      The final number the applet needs is the diameter of the telescope you want to analyze. Note that this number is taken to be clear aperture. This means that if you are sizing for an 8 inch (200 millimeters) telescope, it is assumed that the telescope has a full 8 inch diameter lens/mirror. In the case of the various types of reflecting telescopes, no subtraction is made for the central obstruction.

      Please note that this simulation makes no allowance for inferior optics and is an idealized solution. Based on the numbers provided, the applet will tell you the Light Gathering Power multiple of the telescope vs your naked eye. This number is based solely on the difference in total surface area of your eye vs the telescope.

      The applet will also give an approximation of the magnitude of the faintest point source of light that you should be able to see with a telescope of the specified diameter.

      I hope you find the following applet to be both fun and educational.

      Need someone to talk about space to your group? Check out the Chicago Society for Space Studies Speakers Bureau

      For space art, astronomy, and digital photography stories, visit the Artsnova Blog