Sobre esta ferramenta
A Calculadora de Poder de Resolução de Telescópio estima o detalhe mais fino que um telescópio consegue separar, com base apenas na sua abertura. Ela informa tanto o clássico limite de Dawes quanto o critério de Rayleigh, ligeiramente mais conservador, a estrela mais fraca que o telescópio deve alcançar e quanto mais luz ele capta do que o olho nu.
A resolução é inversamente proporcional à abertura. Limite de Dawes = 116 ÷ abertura(mm) arcossegundos e limite de Rayleigh = 138 ÷ abertura(mm) arcossegundos, então um telescópio de 100 mm resolve cerca de 1,16″ por Dawes. Magnitude-limite ≈ 2 + 5 × log₁₀(abertura em mm), e o poder de captação de luz = (abertura ÷ 7)², comparando a abertura com uma pupila humana de 7 mm adaptada ao escuro.
Informe a abertura em milímetros ou polegadas (polegadas são convertidas para milímetros primeiro). Estes são valores teóricos, limitados por difração — o desempenho real também depende do seeing atmosférico, qualidade óptica, colimação e poluição luminosa. Todos os números são calculados no seu navegador, sem que nenhum dado saia do seu dispositivo.
Perguntas frequentes
Qual é a diferença entre os limites de Dawes e Rayleigh?
Ambos dão o menor ângulo resolvível de um telescópio. Dawes (116 ÷ mm) é um limite empírico para separar estrelas duplas iguais; Rayleigh (138 ÷ mm) é o critério de difração mais rigoroso, então dá um ângulo ligeiramente maior e mais conservador.
Por que uma abertura maior resolve detalhes mais finos?
A difração espalha a luz em um disco cujo tamanho encolhe conforme a abertura cresce. Como a resolução é inversamente proporcional à abertura, dobrar a abertura reduz pela metade o ângulo resolvível e revela o dobro do detalhe fino.
O que é magnitude-limite?
A estrela mais fraca que um telescópio consegue mostrar, estimada aqui como 2 + 5 × log₁₀(abertura em mm). Aberturas maiores captam mais luz e alcançam estrelas mais fracas, embora o brilho do céu e sua visão também importem.
Vou realmente alcançar esses números?
Raramente na ocular. Estes são valores ideais, limitados por difração. A turbulência atmosférica (seeing), a qualidade óptica, a colimação, o resfriamento e a poluição luminosa geralmente tornam a resolução e a magnitude-limite reais um pouco piores.
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