Добрый день, коллеги!
Что-то я совсем запутался: при съемке галактик какой параметр первичный: звездная величина или поверхностная яркость?
Какой объект (условно), при прочих равных условиях съемки, будет виден на итоговом кадре лучше: зв 5 / пя 10 или зв 10 / пя 5?
Спасибо за ответы!
Добрый день!
Над этим вопросом, но только не в такой форме, задумывались очень многие. Теория этого вопроса вполне себе хорошо изложена, например, в книге Щеглова "Проблемы оптической астронимии", на страницах 7-36. Глава формально относится к случаю слабых "точечных" объектов, но описывает и ситуацию с протяженными объектами
В Вашем вопросе не очень понятна формулировка "будет виден лучше" - что значит лучше?
Давайте рассмотрим два предельных случая:
1. Объект малой поверхностной яркости, но большой площади и, за этот счет, меньшей звездной величины (большей ОБЩЕЙ яркости), например,
карликовую галактику Leo I. У нее очень солидная звездная величина - 11.2, на уровне (ну чуть слабее) многих объектов Мессье. Но большая площадь (10*7,5 угловых минут) приводит к весьма низкой поверхностной яркости - примерно 15.85 зв. величина с квадратной угловой минуты. "Хорошо ли" она будет видна на снимке инструментом с фокусным расстоянием, например, 500мм? Пятно на матрице будет размером примерно 1,2*1,5 мм - сравните с размером, например, кропнутой матрицы 21*15 мм. Объект будет большой, но увидите ли Вы его на фото? А это зависит от соотношения сигнал/шум, которое определяется яркостью фона и временем накопления. То есть, если небо будет довольно темное, эта галактика у Вас на снимке будет видна довольно хорошо, конечно, если качество Вашей оптики достаточно хорошее, чтобы слабую галактику не забил ореол от Регула. А вот если фон неба высок (засвеченное пригородное небо), вытащить галактику Вам, возможно, не удастся даже при ОЧЕНЬ большом накоплении
2. Объект большой звездной величины, но высокой поверностной яркости. Возьмем, например, планетарную туманность NGC2438 (которая "сидит" прямо в скоплении M46). Ее звездная величина около 10, размер порядка одной угловой минуты, поверхностная яркость ВЕСЬМА высока - 10 зв. величина с угловой минуты. Она, конечно, на любом снимке (с фокусом 500) получится, будет маленькой, но вполне заметной. НО - давайте отнесем ее раз этак в 600 дальше! Ее размер уменьшится в шестьсот раз, до одной десятой угловой секунды, яркость упадет в 360 000 раз (пропорционально квадрату расстояния), а вот поверхностная яркость останется той же самой! И что, Вы получите ее на снимке? Она будет яркой но очень мелкой точкой? Нет, конечно, оптика Вашего телескопа и характеристики Вашей матрицы (не говоря уже про влияние атмосферы, гидирования и т.д.) приведут к тому, что свет туманности рассеется в кружок диаметром секунда-две-три, РЕАЛЬНАЯ поверхностная яркость будет ОЧЕНЬ низкой, и объект ВЫ не увидите вообще
Вывод: Первична поверхностная яркость при достаточно темном фоне и достаточном (для данного инструмента) угловом размере объекта
Прошу прощения за не вполне строгие доводы и выводы,
С уважением, Мирали
