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极限星等
极限星等

limiting magnitude

用附有辐射探测器望远镜所能观测到最暗的恒星星等。它主要由下列三个因素决定。①望远镜系统在单位像面上能收集到的辐射流量,这和望远镜的口径d、焦距f 以及大气吸收有关。②辐射探测器将这些辐射流转换成可测量的信号,其大小和探测器的量子效率 q、信息容量、时间常数(或曝光时间)t 等因素有关。③噪声,包括信号噪声、背景噪声和仪器噪声。信号噪声是由被测辐射的量子特性决定的;后两项噪声则与夜天背景(见夜天光)的表面亮度、天文宁静度、照相底片的化学灰雾、光电倍增管、光阴极的热发射以及读数仪表的噪声等有关。在一定精度要求下,只有当信噪比等于某一定值k时,该信号才能被检测出来。
当探测器未达饱和状态时,极限星等m0可用下式估算: m0=常数+0.5m-2.5lgd-2.5lgk


+1.25lg(d2qt)-1.25lg(1+r),

式中m为单位面积夜天背景的星等,d为恒星视影圆面直径,r为仪器背景和夜天背景的比值。一般说来,望远镜口径愈大,探测器量子效率愈高;观测时间愈长,极限星等也愈高,但最高极限星等受夜天背景和探测器本身性能的限制。目视观测的极限星等有经验公式:m=6.9+5lgd,其中d以厘米为单位。照相望远镜的极限星等则与望远镜相对口径有关。夜天背景在底片上的照度和望远镜相对口径的平方成正比,当夜天背景的照相密度位于底片特性曲线的直线部分时,就不能继续延长曝光时间来提高极限星等。所以,口径相同时,相对口径大的照相望远镜极限星等反而低。现代地面观测能达到的最高极限星等约为25等。

极限星等愈高,说明观测的到的天体越暗,也就是望远镜的聚光本领愈高。

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