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Ein wesentliches Ziel eines Teleskops ist das lenken von möglichst viel Licht eines Objekts auf einen Detektor – Auge oder Kamera. Eine wichtige Kenngröße ist die Lichtstärke oder das Öffnungsverhältnis. Hier einige Grundlagen zu dem Zusammenhang mit der Bildhelligkeit.

Die Lichtstärke bezeichnet den Quotienten aus dem Öffnungsdurchmesser $D$ und der Brennweite $f$. Es soll hier betrachtet werden, wie sich die Bildhelligkeit verhält, wenn sich Öffnungsdurchmesser oder Lichtstärke ändern. Wichtig für die folgenden Betrachtungen sind diese Größen:

• Lichtsammelnde Fläche des Teleskops, sie ist $\propto D^2$.
• Größe der sensitiven Fläche, z.B. ein Pixel oder ein Lichtrezeptor in der Netzhaut.

Fall 1: Flächige Objekte

• Gilt z.B. für: Sonne, Mond, Planeten, Galaxien, etc…
• Bildausdehnung ist $\propto f$, Bildfläche ist $\propto f^2$.

Fall 2: Nicht aufgelöste Objekte

Dieses Szenario ist wie folgt definiert:

• Objekt ist kleiner als die Auflösungsgrenze des Systems, z.B. unter der Auflösung der Optik oder kleiner als ein Pixel.
• Gilt also im wesentlichen für Sterne.
• Bei Erhöhung von $f$ bleibt die Bildgröße eines nicht aufgelösten Objekts konstant.

Übervergrößerung oder Oversampling

Doch bei hohen Vergrößerungen, zu feinem Sampling (Oversampling) oder wenn schlechtes Seeing die Sterne breit schmiert, kann sich die Situation wieder ändern. Sobald das Airy-Scheibchen eines Stern über mehrere Pixel verteilt wird, verhält sich die Helligkeit wie bei einem aufgelösten Objekt und es gilt wieder: $L\propto \frac{D^2}{f^2}$