Se direcionarmos duas superfícies circulares com diâmetros distintos — uma com 6 cm e outra com 160 cm — para um astro qualquer, a região com 160 cm de diâmetro coletará aproximadamente 710 vezes mais energia por unidade de tempo do que a de 6 cm. Isso ocorre porque a área coletora de luz cresce com o quadrado do diâmetro. Essas superfícies podem representar, por exemplo, as objetivas de uma luneta Tasco e do grande refletor Perkin-Elmer do LNA/OPD. Portanto, telescópios com maiores aberturas permitem observar estrelas mais fracas.
A equação que sintetiza esse conceito é a da magnitude limite, expressa da seguinte forma:
M = 7,1 + 5·log(B)
Em que:
- M é a magnitude limite (utilizando o olho humano como detector);
- B é o diâmetro da objetiva do telescópio, em centímetros.
É importante ressaltar que, em ambientes urbanos, a poluição luminosa e atmosférica reduz significativamente a magnitude limite ideal prevista pela equação. Por exemplo, um telescópio com 6 cm de abertura teria uma magnitude limite teórica de 11. No entanto, em uma cidade, podemos perder de 2 a 3 pontos nessa escala, reduzindo a magnitude limite efetiva para valores entre 8 e 9.
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