Видимая величина

Для более подробного обсуждения истории системы величин см. Величина (астрономия) .

Астероид 65 Кибела и две звезды в созвездии Водолея с указанием их звездных величин.

звездная величина ( м ) является мерой яркости звезды или Видимая другого астрономического объекта . Видимая величина объекта зависит от его внутренней светимости , расстояния и любого затухания света объекта, вызванного межзвездной пылью на луче зрения наблюдателя.

Слово «величина» в астрономии, если не указано иное, обычно относится к видимой величине небесного объекта. Шкала звездных величин появилась еще до древнеримского астронома Клавдия Птолемея , чей звездный каталог популяризировал систему, перечислив звезды от 1-й величины (самая яркая) до 6-й величины (самая тусклая). Современный масштаб был определен математически таким образом, чтобы точно соответствовать этой исторической системе.

Шкала обратно -логарифмическая : чем ярче объект, тем меньше его звездная величина. Разница в величине в 1,0 соответствует коэффициенту яркости ${\sqrt[{5}]{100}}$, или около 2,512. Например, звезда звездной величины 2,0 в 2,512 раза ярче звезды звездной величины 3,0, в 6,31 раза ярче звезды звездной величины 4,0 и в 100 раз ярче звезды звездной величины 7,0.

Самые яркие астрономические объекты имеют отрицательную видимую величину: например, Венера с -4,2 или Сириус с -1,46. Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом человека в самую темную ночь, имеют видимую звездную величину около +6,5, хотя она варьируется в зависимости от зрения , высоты и атмосферных условий. Видимые звездные величины известных объектов варьируются от Солнца с координатой -26,832 до объектов на изображениях глубокого космического телескопа Хаббла с звездной величиной +31,5.

Измерение видимой величины называется фотометрией . Фотометрические измерения проводятся в ультрафиолетовом , видимом или инфракрасном диапазонах длин волн с использованием стандартных полосовых фильтров, принадлежащих фотометрическим системам, таким как система UBV или Strömgren uvbyβ система . Измерения в V-диапазоне можно назвать видимой визуальной величиной .

Абсолютная величина — это связанная величина, которая измеряет яркость , излучаемую небесным объектом, а не его видимую яркость при наблюдении, и выражается в той же обратной логарифмической шкале. Абсолютная звездная величина определяется как видимая звездная величина, которую имела бы звезда или объект, если бы ее наблюдали с расстояния 10 парсеков (33 световых года; 3,1 × 10 ¹⁴ километры; 1,9 × 10 ¹⁴ миль). Следовательно, оно имеет большее применение в звездной астрофизике , поскольку относится к свойству звезды независимо от того, насколько близко она находится к Земле. Но в наблюдательной астрономии и популярном наблюдении за звездами термин «величина» понимается как видимая величина.

Астрономы-любители обычно выражают темноту неба через предельную величину , то есть видимую величину самой слабой звезды, которую они могут увидеть невооруженным глазом. Это может быть полезно как способ мониторинга распространения светового загрязнения .

Кажущаяся величина на самом деле является мерой освещенности , которую также можно измерить в фотометрических единицах, таких как люкс .

История

Видно типичный человек глаз	Очевидный величина	Яркий- ность родственник в Вегу	Количество звезд (кроме Солнца ) ярче, чем видимая величина в ночном небе
Да	−1.0	251%	1 ( Сириус )
	0 0.0	100%	4 (Вега, Канопус , Альфа Центавра , Арктур )
	0 1.0	40%	15
	0 2.0	16%	48
	0 3.0	6.3%	171
	0 4.0	2.5%	513
	0 5.0	1.0%	1602
	0 6.0	0.4%	4800
	0 6.5	0.25%	9100
Нет	0 7.0	0.16%	14 000
	0 8.0	0.063%	42 000
	0 9.0	0.025%	121 000
	10.0	0.010%	340 000

Шкала, используемая для обозначения звездной величины, возникла из эллинистической практики деления звезд, видимых невооруженным глазом, на шесть звездных величин . Считалось, что самые яркие звезды ночного неба имеют первую величину ( m = 1), а самые слабые — шестой величины ( m = 6), что является пределом человека зрительного восприятия (без помощи телескопа ) . Каждая степень блеска считалась вдвое большей яркости следующей степени ( логарифмическая шкала ), хотя это соотношение было субъективным, поскольку фотодетекторов не существовало. Эта довольно грубая шкала яркости звезд была популяризирована Птолемеем в его «Альмагесте» и, как полагают, была разработана Гиппархом . Это невозможно доказать или опровергнуть, поскольку оригинальный звездный каталог Гиппарха утерян. Единственный сохранившийся текст самого Гиппарха (комментарий к Арату) ясно документирует, что у него не было системы для описания яркости с помощью чисел: он всегда использует такие термины, как «большой» или «маленький», «яркий» или «слабый» или даже такие описания, как «видно в полнолуние».

В 1856 году Норман Роберт Погсон формализовал систему, определив звезду первой величины как звезду, которая в 100 раз ярче звезды шестой величины, тем самым установив логарифмическую шкалу, которая используется до сих пор. Это означает, что звезда величины m примерно в 2,512 раза ярче звезды величины m +1 . Эта цифра, корень пятой степени из 100 , стала известна как коэффициент Погсона. Звездные каталоги Гарвардской фотометрии 1884 года и Потсдамского Duchmusterung 1886 года популяризировали соотношение Погсона, и в конечном итоге оно стало фактическим стандартом в современной астрономии для описания различий в яркости.

Определить и откалибровать значение величины 0,0 сложно, и разные типы измерений, которые обнаруживают разные виды света (возможно, с использованием фильтров), имеют разные нулевые точки. В оригинальной статье Погсона 1856 года звездная величина 6,0 определялась как самая слабая звезда, которую можно увидеть невооруженным глазом. но истинный предел самой слабой видимой звезды варьируется в зависимости от атмосферы и высоты звезды на небе. Гарвардская фотометрия использовала в среднем 100 звезд, близких к Полярной звезде, чтобы определить звездную величину 5,0. Позже фотометрическая система Johnson UVB определила несколько типов фотометрических измерений с разными фильтрами, где величина 0,0 для каждого фильтра определяется как среднее значение шести звезд того же спектрального класса, что и Вега. Это было сделано для того, чтобы показатель цвета этих звезд был равен 0. Хотя эту систему часто называют «нормализованной Вегой», Вега немного тусклее, чем среднее значение шести звезд, используемое для определения звездной величины 0,0, что означает, что звездная величина Веги по определению нормализована до 0,03.

Ограничение величин для визуального наблюдения при большом увеличении

Телескоп апертура (мм)	Ограничение Величина
35	11.3
60	12.3
102	13.3
152	14.1
203	14.7
305	15.4
406	15.7
508	16.4

В современных системах блеска яркость описывается коэффициентом Погсона. На практике значения звездной величины редко превышают 30, прежде чем звезды станут слишком тусклыми для обнаружения. Хотя величина Веги близка к нулевой звездной величине, на ночном небе есть четыре более яркие звезды в видимых длинах волн (и еще больше в инфракрасных длинах волн), а также яркие планеты Венера, Марс и Юпитер, и поскольку ярче означает меньшую звездную величину, они должны быть описывается отрицательными величинами. Например, Сириус , самая яркая звезда небесной сферы , имеет звездную величину −1,4 в видимом диапазоне. Отрицательные звездные величины других очень ярких астрономических объектов можно найти в таблице ниже.

Астрономы разработали другие фотометрические системы нулевой точки в качестве альтернативы нормализованным системам Веги. Наиболее широко используется система величин AB , в котором фотометрические нулевые точки основаны на гипотетическом эталонном спектре, имеющем постоянный поток на единицу частотного интервала , а не на использовании звездного спектра или кривой черного тела в качестве эталона. Нулевая точка величины AB определяется таким образом, чтобы величины объекта на основе AB и Vega были примерно равны в полосе фильтра V. Однако система величин AB определяется исходя из предположения, что идеализированный детектор измеряет только одну длину волны света, тогда как реальные детекторы принимают энергию из диапазона длин волн.

Измерение

Основная статья: Фотометрия (астрономия)

Прецизионное измерение магнитуды (фотометрия) требует калибровки фотографического или (обычно) электронного устройства обнаружения. Обычно это предполагает одновременное наблюдение в идентичных условиях стандартных звезд, величина которых с помощью этого спектрального фильтра точно известна. Более того, поскольку количество света, фактически получаемого телескопом, уменьшается из-за прохождения через атмосферу Земли , воздушные массы целевой и калибровочной звезд необходимо учитывать . Обычно можно наблюдать несколько разных звезд известной величины, которые достаточно похожи. Предпочтение отдается звездам-калибраторам, находящимся близко к цели на небе (чтобы избежать больших различий в траекториях в атмосфере). Если эти звезды имеют несколько разные зенитные углы ( высоты ), то можно вывести поправочный коэффициент как функцию воздушной массы и применить к воздушной массе в положении цели. Такая калибровка позволяет получить яркость, наблюдаемую над атмосферой, где определена видимая звездная величина.

Шкала видимой величины в астрономии отражает полученную мощность звезд, а не их амплитуду. Новичкам следует рассмотреть возможность использования показателя относительной яркости в астрофотографии для корректировки времени экспозиции между звездами. Видимая величина также интегрируется по всему объекту, независимо от его фокуса, и это необходимо учитывать при масштабировании времени экспозиции для объектов со значительным видимым размером, таких как Солнце, Луна и планеты. Например, прямое масштабирование времени экспозиции от Луны до Солнца работает, потому что на небе они примерно одинакового размера. Однако масштабирование экспозиции от Луны до Сатурна приведет к передержке, если изображение Сатурна займет на вашем сенсоре меньшую площадь, чем Луна (при том же увеличении или, в более общем плане, f/#).

Расчеты

Изображение 30 Дораду, сделанное ESO камерой VISTA . Эта туманность имеет визуальную величину 8.

График зависимости относительной яркости от звездной величины

Чем тусклее выглядит объект, тем выше числовое значение, присвоенное его звездной величине, с разницей в 5 звездных величин, что соответствует коэффициенту яркости ровно 100. Следовательно, звездная величина m в спектральном диапазоне x будет определяться выражением $$m_{x}=-5\log _{100}\left({\frac {F_{x}}{F_{x,0}}}\right),$$который чаще выражается через десятичные логарифмы как $$m_{x}=-2.5\log _{10}\left({\frac {F_{x}}{F_{x,0}}}\right),$$где F _x — наблюдаемая освещенность с использованием спектрального фильтра x , а F _{x ,0} — эталонный поток (нулевая точка) для этого фотометрического фильтра . Поскольку увеличение на 5 звездных величин соответствует уменьшению блеска ровно в 100 раз, то каждое увеличение звездной величины влечет за собой уменьшение блеска в раз. ${\sqrt[{5}]{100}}\approx 2.512$ (коэффициент Погсона). Инвертируя приведенную выше формулу, разница звездных величин m ₁ − m ₂ = Δ m подразумевает коэффициент яркости $${\frac {F_{2}}{F_{1}}}=100^{\frac {\Delta m}{5}}=10^{0.4\Delta m}\approx 2.512^{\Delta m}.$$

Пример: Солнце и Луна.

Каково соотношение яркости Солнца и полной Луны ?

Видимая величина Солнца составляет −26,832. (ярче), а средняя величина полной Луны составляет -12,74. (диммер).

Разница в величине: $$x=m_{1}-m_{2}=(-12.74)-(-26.832)=14.09.$$

Коэффициент яркости: $$v_{b}=10^{0.4x}=10^{0.4\times 14.09}\approx 432\,513.$$

Солнце кажется примерно в 400 000 раз ярче полной Луны.

Добавление величины

Иногда хочется добавить яркости. Например, фотометрия близко расположенных двойных звезд может дать возможность измерить только их совокупный световой поток. Чтобы найти общую звездную величину этой двойной звезды, зная только звездную величину отдельных компонентов, это можно сделать, сложив яркость (в линейных единицах), соответствующую каждой звездной величине. $$10^{-m_{f}\times 0.4}=10^{-m_{1}\times 0.4}+10^{-m_{2}\times 0.4}.$$

Решение для $m_{f}$ урожайность $$m_{f}=-2.5\log _{10}\left(10^{-m_{1}\times 0.4}+10^{-m_{2}\times 0.4}\right),$$где m _f — результирующая звездная величина после сложения яркостей, обозначенных m ₁ и m ₂ .

Видимая болометрическая величина

Хотя магнитуда обычно относится к измерению в определенной полосе фильтра, соответствующей некоторому диапазону длин волн, кажущаяся или абсолютная болометрическая величина (m _bol ) является мерой видимой или абсолютной яркости объекта, интегрированной по всем длинам волн электромагнитного спектра (также называемой объекта как освещенность или мощность соответственно). Нулевая точка шкалы кажущейся болометрической величины основана на определении, что кажущаяся болометрическая величина 0 магнитуд эквивалентна полученному излучению 2,518×10. ⁻⁸ Вт на квадратный метр (Вт·м ⁻² ).

Абсолютная величина

Основная статья: Абсолютная величина

В то время как видимая величина является мерой яркости объекта, видимой конкретным наблюдателем, абсолютная величина является мерой внутренней яркости объекта. Поток уменьшается с расстоянием по закону обратных квадратов , поэтому видимая величина звезды зависит как от ее абсолютной яркости, так и от расстояния (и любого угасания). Например, звезда на одном расстоянии будет иметь ту же видимую величину, что и звезда в четыре раза ярче на расстоянии вдвое большем. Напротив, собственная яркость астрономического объекта не зависит от расстояния до наблюдателя или какого-либо затемнения .

Абсолютная звездная величина M звезды или астрономического объекта определяется как видимая звездная величина, которую она имела бы при наблюдении с расстояния 10 парсеков (33 световых лет ). Абсолютная звездная величина Солнца составляет 4,83 в диапазоне V (визуальная), 4,68 в диапазоне G спутника Gaia (зеленый) и 5,48 в диапазоне B (синий).

В случае планеты или астероида абсолютная величина H скорее означает видимую величину, которую она имела бы, если бы она находилась на расстоянии 1 астрономической единицы (150 000 000 км) как от наблюдателя, так и от Солнца и была бы полностью освещена при максимальном противостоянии (конфигурация, которая только теоретически достижимо, когда наблюдатель находится на поверхности Солнца).

Стандартные эталонные значения

Стандартные видимые величины и потоки для типичных полос

Группа	л (мкм)	⁠ Δ λ / λ ⁠ ( ПШВМ )	Поток при m = 0 , F x ,0
			Ты	10 −20 эрг/(с·см 2 ·Гц)
В	0.36	0.15	1810	1.81
Б	0.44	0.22	4260	4.26
V	0.55	0.16	3640	3.64
Р	0.64	0.23	3080	3.08
я	0.79	0.19	2550	2.55
Дж	1.26	0.16	1600	1.60
ЧАС	1.60	0.23	1080	1.08
К	2.22	0.23	0 670	0.67
л	3.50
г	0.52	0.14	3730	3.73
р	0.67	0.14	4490	4.49
я	0.79	0.16	4760	4.76
С	0.91	0.13	4810	4.81

Шкала магнитуд представляет собой обратную логарифмическую шкалу. Распространенным заблуждением является то, что логарифмическая природа шкалы связана с тем, что человеческий глаз сам имеет логарифмическую реакцию. Во времена Погсона это считалось правдой (см. закон Вебера-Фехнера ), но теперь считается, что реакция является степенным законом. (см. степенной закон Стивенса ) .

Величина усложняется тем фактом, что свет не является монохроматическим . Чувствительность детектора света варьируется в зависимости от длины волны света, а способ ее изменения зависит от типа детектора света. По этой причине необходимо указать, как измеряется величина, чтобы значение имело смысл. Для этой цели широко используется система UBV , в которой величина измеряется в трех различных диапазонах длин волн: U (с центром около 350 нм, в ближнем ультрафиолете ), B (около 435 нм, в синей области) и V ( около 555 нм, в середине диапазона человеческого зрения при дневном свете). Диапазон V был выбран для спектральных целей и дает величины, близко соответствующие тем, которые видит человеческий глаз. Когда кажущаяся величина обсуждается без дополнительных уточнений, обычно понимают величину V.

Поскольку более холодные звезды, такие как красные гиганты и красные карлики , излучают мало энергии в синей и УФ-областях спектра, их мощность часто недооценивается по шкале UBV. Действительно, некоторые звезды классов L и T имеют предполагаемую звездную величину, значительно превышающую 100, поскольку они излучают очень мало видимого света, но наиболее сильны в инфракрасном диапазоне .

К мерам величины следует относиться осторожно, и чрезвычайно важно измерять подобное подобным. начала 20-го века и более ранних На ортохроматической (чувствительной к синему цвету) фотопленке относительная яркость голубого сверхгиганта Ригеля и красного сверхгиганта неправильной переменной звезды Бетельгейзе (максимум) обратная по сравнению с тем, что воспринимают человеческие глаза, потому что эта архаичная пленка более чувствителен к синему свету, чем к красному. Величины, полученные этим методом, известны как фотографические величины и в настоящее время считаются устаревшими.

Для объектов внутри Млечного Пути с заданной абсолютной величиной к видимой величине добавляется 5 за каждое десятикратное увеличение расстояния до объекта. Для объектов, находящихся на очень больших расстояниях (далеко за пределами Млечного Пути), это соотношение должно быть скорректировано с учетом красного смещения и неевклидовых мер расстояния из-за общей теории относительности .

Для планет и других тел Солнечной системы видимая величина определяется на основе их фазовой кривой и расстояний до Солнца и наблюдателя.

Список видимых величин

См. Также: Список самых ярких звезд.

Некоторые из перечисленных величин являются приблизительными. Чувствительность телескопа зависит от времени наблюдения, оптической полосы пропускания и мешающего света от рассеяния и свечения воздуха .

Видимые визуальные величины небесных объектов

Очевидный величина (V)	Объект	Видно из...	Примечания
−67.57	гамма-всплеск GRB 080319B	видно с 1 AU расстояния	будет больше 2 × 10 16 (20 квадриллионов) раз ярче Солнца, если смотреть с Земли
−41.39	звезда Лебедь OB2-12	видно с расстояния 1 AU
−40.67	звезда М33-013406.63	видно с расстояния 1 AU
−40.17	звезда Эта Киля А	видно с расстояния 1 AU
−40.07	Звезда Зета 1 Скорпион	видно с расстояния 1 AU
−39.66	звезда Р136а1	видно с расстояния 1 AU
−39.47	звезда П Лебедя	видно с расстояния 1 AU
−38.00	звезда Ригель	видно с расстояния 1 AU	будет выглядеть как большой, очень яркий голубоватый диск видимого диаметра 35°.
−30.30	звезда Сириус А	видно с расстояния 1 AU
−29.30	звезда Солнце	видно с Меркурия в перигелии
−27.40	звезда Солнце	видно с Венеры в перигелии
−26.832	звезда Солнце	видно с Земли	примерно в 400 000 раз ярче средней полной Луны
−25.60	звезда Солнце	видно с Марса в афелии
−25.00	Минимальная яркость, вызывающая типичную легкую боль в глазах при взгляде
−23.00	звезда Солнце	видно с Юпитера в афелии
−21.70	звезда Солнце	видно с Сатурна в афелии
−21.00	звезда Солнце	видно с Земли в пасмурный полдень	измеренная около 1000 люкс
−20.20	звезда Солнце	видно с Урана в афелии
−19.30	звезда Солнце	видно с Нептуна
−19.00	звезда Солнце	видно с Земли в очень пасмурный полдень	измерение около 100 люкс
−18.20	звезда Солнце	видно с Плутона в афелии
−17.70	планета Земля	виден полностью освещенным, как свет Луны земной
−16.70	звезда Солнце	видно из Эриды в афелии
−16.00	звезда Солнце	как сумерки на Земле	измеренная около 10 люкс
−14.20	Уровень освещенности 1 люкс.
−12.60	полная луна	видно с Земли в перигелии	максимальная яркость перигея + перигелия + полной Луны (~0,267 люкс; среднее значение расстояния −12,74, хотя значения примерно на 0,18 звездной величины ярче с учетом эффекта оппозиции )
−12.40	Бетельгейзе (когда сверхновая)	видно с Земли, когда она становится сверхновой
−11.20	звезда Солнце	видно из Седны в афелии
−10.00	Комета Икея-Секи (1965)	видно с Земли	который был самым ярким Крейцем Сангрейзером современности
−9.50	Иридиевая (спутниковая) вспышка	видно с Земли	максимальная яркость
от −9 до −10	Фобос (луна)	видно с Марса	максимальная яркость
−7.50	сверхновая 1006 года	видно с Земли	самое яркое звездное событие в истории человечества (на расстоянии 7200 световых лет)
−6.80	Альфа Центавра А	вид с Проксимы Центавра b
−6.00	Общая интегральная величина ночного неба (включая свечение воздуха )	видно с Земли	измерение около 0,002 люкс
−6.00	Крабовая сверхновая 1054 года	видно с Земли	(6500 световых лет от нас)
−5.90	Международная космическая станция	видно с Земли	когда МКС находится в перигее и полностью освещена Солнцем
−4.92	планета Венера	видно с Земли	максимальная яркость при освещении в виде полумесяца
−4.14	планета Венера	видно с Земли	средняя яркость
−4	Самые слабые объекты, наблюдаемые днем ​​невооруженным глазом, когда Солнце находится высоко . Астрономический объект отбрасывает видимые человеком тени, когда его видимая величина равна −4 или ниже.
−3.99	звезда Эпсилон Большого Пса	видно с Земли	максимальная яркость 4,7 миллиона лет назад, историческая яркая звезда последних и следующих пяти миллионов лет .
−3.69	Луна	освещенный земным светом, отражающий земной свет, видимый с Земли (максимум)
−2.98	планета Венера	видно с Земли	минимальная яркость, когда он находится на дальней стороне Солнца
−2.94	планета Юпитер	видно с Земли	максимальная яркость
−2.94	планета Марс	видно с Земли	максимальная яркость
−2.5	Самые тусклые объекты, видимые днем ​​невооруженным глазом, когда Солнце находится менее чем в 10° над горизонтом.
−2.50	новолуние	видно с Земли	минимальная яркость
−2.50	планета Земля	видно с Марса	максимальная яркость
−2.48	планета Меркурий	видно с Земли	максимальная яркость при верхнем соединении (в отличие от Венеры, Меркурий наиболее яркий, когда находится на обратной стороне Солнца, причина в их разных фазовых кривых)
−2.20	планета Юпитер	видно с Земли	средняя яркость
−1.66	планета Юпитер	видно с Земли	минимальная яркость
−1.47	звездная система Сириус	видно с Земли	Самая яркая звезда, кроме Солнца, в видимом диапазоне волн.
−0.83	звезда Эта Киля	видно с Земли	видимая яркость самозванца сверхновой в апреле 1843 года.
−0.72	звезда Канопус	видно с Земли	Вторая по яркости звезда ночного неба
−0.55	планета Сатурн	видно с Земли	максимальная яркость вблизи противостояния и перигелия, когда кольца наклонены к Земле
−0.3	комета Галлея	видно с Земли	Ожидаемая видимая звездная величина при прохождении 2061 года.
−0.27	звездная система Альфа Центавра AB	видно с Земли	Комбинированная величина (3-я по яркости звезда ночного неба)
−0.04	звезда Арктур	видно с Земли	4-я по яркости звезда для невооруженного глаза
−0.01	звезда Альфа Центавра А	видно с Земли	Четвертая по яркости отдельная звезда, видимая в телескоп на ночном небе
+0.03	звезда Вега	видно с Земли	первоначально выбранный в качестве определения нулевой точки
+0.23	планета Меркурий	видно с Земли	средняя яркость
+0.46	звезда Солнце	видно с Альфы Центавра
+0.46	планета Сатурн	видно с Земли	средняя яркость
+0.71	планета Марс	видно с Земли	средняя яркость
+0.90	Луна	видно с Марса	максимальная яркость
+1.17	планета Сатурн	видно с Земли	минимальная яркость
+1.33	звезда Альфа Центавра B	видно с Земли
+1.86	планета Марс	видно с Земли	минимальная яркость
+1.98	звезда Полярная звезда	видно с Земли	средняя яркость
+3.03	сверхновая SN 1987A	видно с Земли	в Большом Магеллановом Облаке (на расстоянии 160 000 световых лет)
от +3 до +4	Самые слабые звезды, видимые в городских районах невооруженным глазом
+3.44	Галактика Андромеды	видно с Земли	М31
+4	Туманность Ориона	видно с Земли	М42
+4.38	луна Ганимед	видно с Земли	максимальная яркость (спутник Юпитера и самый большой спутник Солнечной системы)
+4.50	рассеянная группа M41	видно с Земли	рассеянное скопление, которое, возможно, видел Аристотель
+4.5	Карликовая сфероидальная галактика Стрельца	видно с Земли
+5.20	астероид Веста	видно с Земли	максимальная яркость
+5.38	планета Уран	видно с Земли	максимальная яркость (Уран достигнет перигелия в 2050 году)
+5.68	планета Уран	видно с Земли	средняя яркость
+5.72	спиральная галактика М33	видно с Земли	который используется в качестве теста на зрение невооруженным глазом в темном небе.
+5.8	гамма-всплеск GRB 080319B	видно с Земли	Пиковая визуальная величина («Событие Кларка») наблюдалась на Земле 19 марта 2008 года с расстояния 7,5 миллиардов световых лет.
+6.03	планета Уран	видно с Земли	минимальная яркость
+6.49	астероид Паллада	видно с Земли	максимальная яркость
+6.5	Приблизительное количество звезд , наблюдаемое обычным наблюдателем невооруженным глазом в очень хороших условиях. До звездной величины 6,5 видно около 9500 звезд.
+6.64	карликовая планета Церера	видно с Земли	максимальная яркость
+6.75	астероид Ирис	видно с Земли	максимальная яркость
+6.90	спиральная галактика М81	видно с Земли	Это экстремальная цель, которую можно увидеть невооруженным глазом, которая доводит человеческое зрение и шкалу Бортла до предела.
+7.25	планета Меркурий	видно с Земли	минимальная яркость
+7.67	планета Нептун	видно с Земли	максимальная яркость (Нептун достигнет перигелия в 2042 году)
+7.78	планета Нептун	видно с Земли	средняя яркость
+8.00	планета Нептун	видно с Земли	минимальная яркость
+8	Экстремальный предел видимости невооруженным глазом, класс 1 по шкале Бортла , самое темное небо на Земле.
+8.10	луна Титан	видно с Земли	максимальная яркость; самый большой спутник Сатурна; средняя величина оппозиции 8,4
+8.29	звезда У. Ю. Шилдс	видно с Земли	Максимальная яркость; одна из крупнейших известных звезд по радиусу
+8.94	астероид 10 Гигея	видно с Земли	максимальная яркость
+9.50	Самые слабые объекты, видимые в обычный бинокль 7×50 в типичных условиях.
+10	Аполлона-8 CSM на орбите Луны	видно с Земли	расчетный (Лимон)
+10.20	луна Япет	видно с Земли	максимальная яркость, ярче всего к западу от Сатурна, и для смены стороны требуется 40 дней.
+11.05	звезда Проксима Центавра	видно с Земли	ближайшая звезда
+11.8	луна Фобос	видно с Земли	Максимальная яркость; яркая луна Марса
+12.23	звезда Р136а1	видно с Земли	Самая яркая и массивная известная звезда
+12.89	луна Деймос	видно с Земли	Максимальная яркость
+12.91	квазар 3C 273	видно с Земли	самый яркий ( светимое расстояние 2,4 миллиарда световых лет )
+13.42	луна Тритон	видно с Земли	Максимальная яркость
+13.65	карликовая планета Плутон	видно с Земли	максимальная яркость, В 725 раз слабее, чем небо с магнитудой 6,5 невооруженным глазом.
+13.9	луна Титания	видно с Земли	Максимальная яркость; самый яркий спутник Урана
+14.1	звезда WR 102	видно с Земли	Самая горячая известная звезда
+15.4	кентавр Хирон	видно с Земли	максимальная яркость
+15.55	луна Харон	видно с Земли	максимальная яркость (самый большой спутник Плутона)
+16.8	карликовая планета Макемаке	видно с Земли	Текущая оппозиции яркость
+17.27	карликовая планета Хаумеа	видно с Земли	Текущая яркость оппозиции
+18.7	карликовая планета Эрида	видно с Земли	Текущая яркость оппозиции
+19.5	Самые слабые объекты, наблюдаемые с помощью 0,7-метрового телескопа Catalina Sky Survey с выдержкой 30 секунд. а также приблизительная предельная магнитуда системы последнего оповещения о столкновении астероида с землей (ATLAS).
+20.7	луна Каллиро	видно с Земли	(небольшой ≈8 км спутник Юпитера)
+22	Самые слабые объекты, наблюдаемые в видимом свете с помощью 600-мм (24-дюймового) телескопа Ричи-Кретьена с 30-минутными составными изображениями (6 подкадров по 5 минут каждый) с использованием ПЗС-детектора.
+22.8	Луман	видно с Земли	Ближайшие коричневые карлики (Люман 16А=23,25, Луман 16В=24,07)
+22.91	луна Гидра	видно с Земли	максимальная яркость спутника Плутона
+23.38	луна Никс	видно с Земли	максимальная яркость спутника Плутона
+24	Самые слабые объекты, наблюдаемые с помощью 1,8-метрового телескопа Pan-STARRS с выдержкой 60 секунд. В настоящее время это предельная величина автоматизированных астрономических съемок всего неба .
+25.0	луна Фенрир	видно с Земли	(небольшой ≈4 км спутник Сатурна)
+25.3	Транснептуновский объект 2018 AG 37	видно с Земли	Самый дальний известный наблюдаемый объект в Солнечной системе, расположенный примерно в 132 а.е. (19,7 млрд км) от Солнца.
+26.2	Транснептуновский объект 2015 TH 367	видно с Земли	Объект размером 200 км находится на расстоянии около 90 а.е. (13 миллиардов км) от Солнца и примерно в 75 миллионов раз тусклее, чем то, что можно увидеть невооруженным глазом.
+27.7	Самые слабые объекты, наблюдаемые с помощью одного наземного телескопа 8-метрового класса, такого как телескоп Subaru, на 10-часовом изображении.
+28.2	Комета Галлея	видно с Земли (2003)	в 2003 году, когда он находился на расстоянии 28 а.е. (4,2 миллиарда км) от Солнца, изображение было получено с помощью 3 из 4 синхронизированных отдельных телескопов ESO Очень Большого Телескопа с общим временем экспозиции около 9 часов.
+28.4	астероид 2003 BH 91	видно с околоземной орбиты	размером ≈15 километров, наблюдаемая величина объекта пояса Койпера увиденного космическим телескопом Хаббла (HST) в 2003 году, самого тусклого из известных астероидов, наблюдаемых непосредственно.
+29.4	ДЖЕЙДС-GS-z13-0	видно с Земли	Открыт космическим телескопом Джеймса Уэбба . Один из самых дальних обнаруженных объектов.
+31.5	Самые слабые объекты, наблюдаемые в видимом свете с помощью космического телескопа Хаббл в чрезвычайно глубоком поле зрения с экспозицией ≈23 дня, собранные за 10 лет.
+34	Самые слабые объекты, наблюдаемые в видимом свете с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба
+35	безымянный астероид	видно с околоземной орбиты	ожидаемая величина самого тусклого известного астероида, 950-метрового объекта пояса Койпера, открытого (HST), проходящего перед звездой в 2009 году.
+35	звезда ЛБВ 1806−20	видно с Земли	яркая голубая переменная звезда, ожидаемая величина в видимом диапазоне волн из-за межзвездного поглощения

См. также

• Угловой диаметр
• Модуль расстояния
• Список ближайших ярких звезд
• Список ближайших звезд
• Яркость
• Яркость поверхности

Внешние ссылки

• «Шкала астрономических величин» . Международный ежеквартальный журнал Comet .