magnitudine apparente - Apparent magnitude

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Asteroide 65 Cibele e due stelle, con le loro magnitudini etichettate label

La magnitudine apparente ( m ) è una misura della luminosità di una stella o di un altro oggetto astronomico osservato dalla Terra . La magnitudine apparente di un oggetto dipende dalla sua luminosità intrinseca , dalla sua distanza dalla Terra e da qualsiasi estinzione della luce dell'oggetto causata dalla polvere interstellare lungo la linea di vista dell'osservatore.

La parola magnitudine in astronomia, se non diversamente specificato, di solito si riferisce alla magnitudine apparente di un oggetto celeste. La scala di magnitudo risale all'antico astronomo Tolomeo , il cui catalogo stellare elencava le stelle dalla 1a magnitudine (la più brillante) alla 6a magnitudine (la più fioca). La scala moderna è stata definita matematicamente in modo da corrispondere strettamente a questo sistema storico.

La scala è logaritmica inversa : più un oggetto è luminoso, più basso è il suo numero di magnitudine . Una differenza di 1,0 in magnitudine corrisponde a un rapporto di luminosità di 5100 , o circa 2,512. Ad esempio, una stella di magnitudine 2.0 è 2,512 volte più luminosa di una stella di magnitudine 3.0, 6,31 volte più luminosa di una stella di magnitudine 4.0 e 100 volte più luminosa di una di magnitudine 7,0.

Gli oggetti astronomici più luminosi hanno magnitudini apparenti negative: per esempio Venere a -4,2 o Sirio a -1,46. Le stelle più deboli visibili ad occhio nudo nella notte più buia hanno una magnitudine apparente di circa +6,5, sebbene questa vari a seconda della vista di una persona e con l'altitudine e le condizioni atmosferiche. Le magnitudini apparenti degli oggetti conosciuti vanno dal Sole a -26,7 fino agli oggetti nelle immagini profonde del telescopio spaziale Hubble di magnitudine +31,5.

La misura della magnitudine apparente è detta fotometria . Le misurazioni fotometriche vengono effettuate nelle bande di lunghezza d' onda dell'ultravioletto , del visibile o dell'infrarosso utilizzando filtri passabanda standard appartenenti a sistemi fotometrici come il sistema UBV o il sistema Strömgren uvbyβ .

La magnitudine assoluta è una misura della luminosità intrinseca di un oggetto celeste piuttosto che della sua luminosità apparente ed è espressa sulla stessa scala logaritmica inversa. La magnitudine assoluta è definita come la magnitudine apparente che una stella o un oggetto avrebbe se fosse osservato da una distanza di 10 parsec (3,1 × 10 14 chilometri). Pertanto è di maggiore utilità nell'astrofisica stellare poiché si riferisce a una proprietà di una stella indipendentemente da quanto sia vicina alla terra. Ma nell'astronomia osservativa e nell'osservazione popolare delle stelle , i riferimenti non qualificati alla "magnitudine" sono intesi come magnitudine apparente.

Storia

Visibile al
tipico occhio
umano

magnitudine apparente
Bright-
ness
relativa
a Vega
Numero di stelle
(diverse dal Sole )
più luminose della
magnitudine apparente
nel cielo notturno
−1.0 251% 1 ( Sirio )
00.0 100% 4
01.0 40% 15
02.0 16% 48
03.0 6,3% 171
04.0 2,5% 513
05,0 1,0% 1602
06.0 0,4% 4800
06.5 0,25% 9100
No 07.0 0,16% 14 000
08.0 0,063% 42 000
09.0 0,025% 121 000
10.0 0,010% 340 000

La scala usata per indicare la magnitudine ha origine nella pratica ellenistica di dividere le stelle visibili ad occhio nudo in sei magnitudini . Si diceva che le stelle più luminose nel cielo notturno fossero di prima magnitudine ( m = 1), mentre le più deboli erano di sesta magnitudine ( m = 6), che è il limite della percezione visiva umana (senza l'ausilio di un telescopio ). Ogni grado di grandezza è stato considerato il doppio della luminosità del grado successivo (una scala logaritmica ), sebbene tale rapporto fosse soggettivo poiché non esistevano fotorivelatori . Questa scala piuttosto rozza per la luminosità delle stelle fu resa popolare da Tolomeo nel suo Almagesto e generalmente si crede che abbia avuto origine con Ipparco . Questo non può essere provato o smentito perché il catalogo stellare originale di Ipparco è andato perduto. L'unico testo conservato dello stesso Ipparco (un commento ad Arato) documenta chiaramente che non aveva un sistema per descrivere le luminosità con i numeri: usa sempre termini come "grande" o "piccolo", "brillante" o "debole" o anche descrizioni come "visibile alla luna piena".

Nel 1856, Norman Robert Pogson ha formalizzato il sistema definendo una stella di prima magnitudine come una stella che è 100 volte più luminosa di una stella di sesta magnitudine, stabilendo così la scala logaritmica ancora in uso oggi. Ciò implica che una stella di magnitudine m è circa 2.512 volte più luminosa di una stella di magnitudine m + 1 . Questa cifra, la quinta radice di 100 , divenne nota come rapporto di Pogson. Il punto zero della scala di Pogson è stato originariamente definito assegnando a Polaris una magnitudine esattamente 2. Gli astronomi hanno poi scoperto che Polaris è leggermente variabile, quindi sono passati a Vega come stella di riferimento standard, assegnando la luminosità di Vega come definizione di magnitudine zero a qualsiasi lunghezza d'onda specificata.

A parte piccole correzioni, la luminosità di Vega serve ancora come definizione di magnitudine zero per le lunghezze d' onda del visibile e del vicino infrarosso , dove la sua distribuzione di energia spettrale (SED) si avvicina molto a quella di un corpo nero per una temperatura di11 000  K . Tuttavia, con l'avvento dell'astronomia infrarossa è stato rivelato che la radiazione di Vega include un eccesso di infrarossi presumibilmente dovuto a un disco circumstellare costituito da polvere a temperature calde (ma molto più fredde della superficie della stella). A lunghezze d'onda più corte (ad es. visibili), vi è un'emissione trascurabile di polvere a queste temperature. Tuttavia, al fine di estendere ulteriormente la scala di magnitudo nell'infrarosso, questa peculiarità di Vega non dovrebbe influenzare la definizione della scala di magnitudo. Pertanto, la scala di magnitudo è stata estrapolata a tutte le lunghezze d'onda sulla base della curva di radiazione del corpo nero per una superficie stellare ideale a11 000  K non contaminato da radiazioni circumstellari. Su questa base si può calcolare l' irradianza spettrale (normalmente espressa in janskys ) per il punto di magnitudine zero, in funzione della lunghezza d'onda. Piccole deviazioni sono specificate tra i sistemi utilizzando apparati di misura sviluppati in modo indipendente in modo che i dati ottenuti da diversi astronomi possano essere adeguatamente confrontati, ma di maggiore importanza pratica è la definizione di magnitudine non a una singola lunghezza d'onda ma applicata alla risposta dei filtri spettrali standard utilizzati in fotometria su varie bande di lunghezza d'onda.

Limitazione delle magnitudini per l'osservazione visiva ad alto ingrandimento

Apertura del telescopio
(mm)

magnitudo limitante
35 11.3
60 12.3
102 13.3
152 14.1
203 14.7
305 15.4
406 15.7
508 16.4

Con i moderni sistemi di magnitudo, la luminosità su un intervallo molto ampio è specificata secondo la definizione logaritmica dettagliata di seguito, utilizzando questo riferimento zero. In pratica tali magnitudini apparenti non superano 30 (per misure rilevabili). La luminosità di Vega è superata da quattro stelle nel cielo notturno a lunghezze d'onda visibili (e più a lunghezze d'onda infrarosse) così come i pianeti luminosi Venere, Marte e Giove, e questi devono essere descritti da magnitudini negative . Ad esempio, Sirio , la stella più luminosa della sfera celeste , ha una magnitudine di -1,4 nel visibile. Le magnitudini negative per altri oggetti astronomici molto luminosi possono essere trovate nella tabella sottostante.

Gli astronomi hanno sviluppato altri sistemi fotometrici di punto zero come alternative al sistema Vega. Il più diffuso è il sistema di magnitudo AB , in cui i punti zero fotometrici si basano su un ipotetico spettro di riferimento avente flusso costante per intervallo di frequenza unitario , piuttosto che utilizzare uno spettro stellare o una curva di corpo nero come riferimento. Il punto zero della magnitudine AB è definito in modo tale che le grandezze AB e basate su Vega di un oggetto saranno approssimativamente uguali nella banda del filtro V.

Misurazione

La misurazione di precisione della grandezza (fotometria) richiede la calibrazione dell'apparato di rilevamento fotografico o (solitamente) elettronico. Ciò comporta generalmente l'osservazione contemporanea, in condizioni identiche, di stelle standard la cui magnitudine utilizzando quel filtro spettrale è nota con precisione. Inoltre, poiché la quantità di luce effettivamente ricevuta da un telescopio è ridotta a causa della trasmissione attraverso l' atmosfera terrestre , è necessario tenere conto delle masse d' aria delle stelle bersaglio e di calibrazione. Tipicamente si osserverebbero alcune stelle diverse di magnitudine nota che sono sufficientemente simili. Sono preferite le stelle calibratrici vicine nel cielo al bersaglio (per evitare grandi differenze nei percorsi atmosferici). Se quelle stelle hanno angoli zenitali ( altitudini ) leggermente diversi, allora un fattore di correzione in funzione della massa d'aria può essere derivato e applicato alla massa d'aria nella posizione del bersaglio. Tale calibrazione ottiene le luminosità che si osserverebbero dall'alto dell'atmosfera, dove è definita la magnitudine apparente.

Calcoli

Immagine di 30 Doradus scattate da ESO s' VISTA . Questa nebulosa ha una magnitudine visiva di 8.
Grafico della luminosità relativa rispetto alla magnitudine

Più un oggetto appare scuro, più alto è il valore numerico dato alla sua magnitudine, con una differenza di 5 magnitudini corrispondenti ad un fattore di luminosità esattamente di 100. Pertanto, la magnitudine m , nella banda spettrale x , sarebbe data da

che è più comunemente espresso in termini di logaritmi comuni (in base-10) come

dove F x è la densità di flusso osservata utilizzando il filtro spettrale x e F x ,0 è il flusso di riferimento (punto zero) per quel filtro fotometrico . Poiché un aumento di 5 magnitudini corrisponde a una diminuzione della luminosità di un fattore esattamente 100, ogni aumento di magnitudine implica una diminuzione della luminosità del fattore (rapporto di Pogson). Invertendo la formula precedente, una differenza di grandezza m 1m 2 = Δ m implica un fattore di luminosità di

Esempio: Sole e Luna

Qual è il rapporto di luminosità tra il Sole e la Luna piena ?

La magnitudine apparente del Sole è -26,74 (più luminosa) e la magnitudine media della luna piena è -12,74 (più fioca).

Differenza di grandezza:

Fattore di luminosità:

Il sole appare circa 400 000 volte più luminoso della luna piena.

Addizione di magnitudo

A volte si potrebbe voler aggiungere luminosità. Ad esempio, la fotometria su stelle doppie strettamente separate potrebbe essere in grado di produrre solo una misurazione della loro emissione di luce combinata. Come possiamo calcolare la magnitudine combinata di quella doppia stella conoscendo solo le magnitudini dei singoli componenti? Questo può essere fatto aggiungendo le luminosità (in unità lineari) corrispondenti a ciascuna grandezza.

Risolvere per i rendimenti

dove m f è la magnitudine risultante dopo aver sommato le luminosità di cui a m 1 e m 2 .

Magnitudine bolometrica apparente

Mentre la magnitudine si riferisce generalmente a una misura in una particolare banda di filtro corrispondente a un certo intervallo di lunghezze d'onda, la magnitudine bolometrica apparente o assoluta (m bol ) è una misura della luminosità apparente o assoluta di un oggetto integrata su tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico (noto anche come irradianza o potenza dell'oggetto , rispettivamente). Il punto zero della scala della magnitudine bolometrica apparente si basa sulla definizione che una magnitudine bolometrica apparente di 0 mag è equivalente a un irradiamento ricevuto di 2,518 × 10 -8 watt per metro quadrato (W·m -2 ).

magnitudo assoluta

Mentre la magnitudine apparente è una misura della luminosità di un oggetto visto da un particolare osservatore, la magnitudine assoluta è una misura della luminosità intrinseca di un oggetto. Il flusso diminuisce con la distanza secondo una legge dell'inverso del quadrato , quindi la magnitudine apparente di una stella dipende sia dalla sua luminosità assoluta che dalla sua distanza (e dall'eventuale estinzione). Ad esempio, una stella a una distanza avrà la stessa magnitudine apparente di una stella quattro volte più luminosa a due volte quella distanza. Al contrario, la luminosità intrinseca di un oggetto astronomico, non dipende dalla distanza dell'osservatore o da eventuali estinzioni .

La magnitudine assoluta M , di una stella o di un oggetto astronomico è definita come la magnitudine apparente che avrebbe visto da una distanza di 10 parsec (33  ly ). La magnitudine assoluta del Sole è 4,83 nella banda V (visiva), 4,68 nella banda G del satellite Gaia (verde) e 5,48 nella banda B (blu).

Nel caso di un pianeta o di un asteroide, la magnitudine assoluta H indica piuttosto la magnitudine apparente che avrebbe se fosse di 1 unità astronomica (150.000.000 km) sia dall'osservatore che dal Sole, e completamente illuminata alla massima opposizione (configurazione che è realizzabile solo teoricamente, con l'osservatore situato sulla superficie del Sole).

Valori di riferimento standard

Grandezze e flussi apparenti standard per bande tipiche
Gruppo musicale λ
(um)
Δ λ/λ
( FWHM )
Flusso a m = 0 , F x ,0
Jy 10 −20  erg/(s·cm 2 ·Hz)
tu 0,36 0.15 1810 1.81
B 0.44 0.22 4260 4.26
V 0,55 0.16 3640 3.64
R 0,64 0.23 3080 3.08
io 0.79 0.19 2550 2.55
J 1.26 0.16 1600 1.60
H 1.60 0.23 1080 1.08
K 2.22 0.23 0670 0,67
l 3.50
g 0,52 0.14 3730 3.73
r 0,67 0.14 4490 4.49
io 0.79 0.16 4760 4.76
z 0.91 0.13 4810 4.81

La scala delle magnitudini è una scala logaritmica inversa. Un malinteso comune è che la natura logaritmica della scala sia dovuta al fatto che l' occhio umano stesso ha una risposta logaritmica. Ai tempi di Pogson si pensava che questo fosse vero (vedi la legge di Weber-Fechner ), ma ora si crede che la risposta sia una legge di potere (vedi la legge di potere di Stevens ).

La magnitudo è complicata dal fatto che la luce non è monocromatica . La sensibilità di un rilevatore di luce varia in base alla lunghezza d'onda della luce e il modo in cui varia dipende dal tipo di rilevatore di luce. Per questo motivo è necessario specificare come viene misurata la grandezza affinché il valore sia significativo. A questo scopo è ampiamente utilizzato il sistema UBV , in cui la magnitudine viene misurata in tre diverse bande di lunghezza d'onda: U (centrata a circa 350 nm, nel vicino ultravioletto ), B (circa 435 nm, nella regione del blu) e V ( circa 555 nm, al centro del campo visivo umano alla luce del giorno). La banda V è stata scelta per scopi spettrali e fornisce magnitudini strettamente corrispondenti a quelle viste dall'occhio umano. Quando si discute una magnitudine apparente senza ulteriori precisazioni, la magnitudine V è generalmente intesa.

Poiché le stelle più fredde, come le giganti rosse e le nane rosse , emettono poca energia nelle regioni blu e UV dello spettro, la loro potenza è spesso sottorappresentata dalla scala UBV. In effetti, alcune stelle di classe L e T hanno una magnitudine stimata ben superiore a 100, perché emettono pochissima luce visibile, ma sono più forti nell'infrarosso .

Le misure di grandezza richiedono un trattamento cauto ed è estremamente importante misurare il simile con il simile. Sulle pellicole fotografiche ortocromatiche (sensibili al blu) dell'inizio del XX secolo e precedenti , le luminosità relative della supergigante blu Rigel e della supergigante rossa Betelgeuse stella variabile irregolare (al massimo) sono invertite rispetto a ciò che gli occhi umani percepiscono, perché questa pellicola sensibile alla luce blu che alla luce rossa. Le grandezze ottenute con questo metodo sono note come grandezze fotografiche e sono ormai considerate obsolete.

Per gli oggetti all'interno della Via Lattea con una data magnitudine assoluta, 5 viene aggiunto alla magnitudine apparente per ogni dieci volte maggiore della distanza dall'oggetto. Per oggetti a distanze molto grandi (ben oltre la Via Lattea), questa relazione deve essere aggiustata per i redshift e per misure di distanza non euclidee dovute alla relatività generale .

Per i pianeti e altri corpi del Sistema Solare, la magnitudine apparente è derivata dalla sua curva di fase e dalle distanze dal Sole e dall'osservatore.

Elenco delle grandezze apparenti

Grandezze visive apparenti di oggetti celesti

Magnitudine apparente
(V)
Oggetto Visto da... Appunti
−67,57 lampo di raggi gamma GRB 080319B visto da 1  AU di distanza
−41,39 stella Cygnus OB2-12 visto da 1 AU di distanza
−40,67 stella M33-013406.63 visto da 1 AU di distanza
–40.17 stella Eta Carinae A visto da 1 AU di distanza
−40.07 stella Zeta 1 Scorpii visto da 1 AU di distanza
−39,66 stella R136a1 visto da 1 AU di distanza
–39,47 stella P Cygni visto da 1 AU di distanza
-38.00 stella Rigel visto da 1 AU di distanza Sarebbe visto come un grande disco bluastro molto luminoso di 35° di diametro apparente.
-30.30 stella Sirius A visto da 1 AU di distanza
−29.30 stella sole visto da Mercurio al perielio
−27,40 stella sole visto da Venere al perielio
−26,74 stella sole visto dalla Terra Circa 400.000 volte più luminoso della luna piena media
-25,60 stella sole visto da Marte a all'afelio
−25,00 Luminosità minima che provoca il tipico dolore oculare alla vista
−23.00 stella sole visto da Giove all'afelio
−21.70 stella sole visto da Saturno all'afelio
-20.20 stella sole visto da Urano all'afelio
-19.30 stella sole visto da Nettuno
-18.20 stella sole visto da Plutone all'afelio
−16.70 stella sole visto da Eris all'afelio
−14.20 Un livello di illuminazione di 1 lux
−12,90 Luna piena visto dalla Terra al perielio luminosità massima del perigeo + perielio + luna piena (il valore medio della distanza è -12,74, sebbene i valori siano di circa 0,18 magnitudini più luminosi quando si include l' effetto di opposizione )
−12.40 Betelgeuse visto dalla Terra quando diventa supernova
−11.20 stella sole visto da Sedna all'afelio
−10,00 Cometa Ikeya-Seki (1965) visto dalla Terra che era il Kreutz Sungrazer più brillante dei tempi moderni
−9,50 Iridium (satellite) flare visto dalla Terra luminosità massima
−7.50 supernova di 1006 visto dalla Terra l'evento stellare più luminoso nella storia registrata (7200 anni luce di distanza)
−6.50 La magnitudine totale integrata del cielo notturno visto dalla Terra
−6.00 Supernova del granchio di 1054 visto dalla Terra (6500 anni luce di distanza)
-5,90 Stazione Spaziale Internazionale visto dalla Terra quando la ISS è al suo perigeo e completamente illuminata dal Sole
−4.92 pianeta Venere visto dalla Terra luminosità massima quando illuminato come una mezzaluna
−4.14 pianeta Venere visto dalla Terra luminosità media
−4 Oggetti più deboli osservabili durante il giorno ad occhio nudo quando il sole è alto
-3,99 stella Epsilon Canis Majoris visto dalla Terra luminosità massima di 4,7 milioni di anni fa, la stella storica più brillante degli ultimi e dei prossimi cinque milioni di anni
-2,98 pianeta Venere visto dalla Terra luminosità minima quando si trova sul lato opposto del Sole
−2,94 pianeta Giove visto dalla Terra luminosità massima
−2,94 pianeta Marte visto dalla Terra luminosità massima
−2,5 Oggetti più deboli visibili durante il giorno ad occhio nudo quando il Sole è a meno di 10° sopra l'orizzonte
-2,50 nuova luna visto dalla Terra luminosità minima
-2,48 pianeta Mercurio visto dalla Terra massima luminosità alla congiunzione superiore (a differenza di Venere, Mercurio è al suo massimo splendore quando si trova sul lato opposto del Sole, il motivo sono le loro diverse curve di fase)
-2,20 pianeta Giove visto dalla Terra luminosità media
−1.66 pianeta Giove visto dalla Terra luminosità minima
−1,47 sistema stellare Sirio visto dalla Terra Stella più luminosa tranne il Sole alle lunghezze d'onda visibili
−0.83 stella Eta Carinae visto dalla Terra luminosità apparente come impostore di supernova nell'aprile 1843
−0.72 stella Canopo visto dalla Terra Seconda stella più luminosa nel cielo notturno night
−0,55 pianeta Saturno visto dalla Terra luminosità massima vicino all'opposizione e al perielio quando gli anelli sono inclinati verso la Terra
−0.3 La cometa di Halley visto dalla Terra Magnitudine apparente prevista al passaggio del 2061
-0,27 sistema stellare Alpha Centauri AB visto dalla Terra Magnitudine combinata (terza stella più luminosa nel cielo notturno)
−0.04 stella Arturo visto dalla Terra 4a stella più luminosa ad occhio nudo
−0.01 stella Alpha Centauri A visto dalla Terra 4a stella individuale più luminosa visibile telescopicamente nel cielo notturno
+0.03 stella Vega visto dalla Terra che è stato originariamente scelto come definizione del punto zero
+0.23 pianeta Mercurio visto dalla Terra luminosità media
+0.46 stella sole visto da Alpha Centauri
+0.46 pianeta Saturno visto dalla Terra luminosità media
+0.71 pianeta Marte visto dalla Terra luminosità media
+1,17 pianeta Saturno visto dalla Terra luminosità minima
+1,86 pianeta Marte visto dalla Terra luminosità minima
+1,98 stella polare visto dalla Terra luminosità media
+3.03 supernova SN 1987A visto dalla Terra nella Grande Nube di Magellano (160.000 anni luce di distanza)
da +3 a +4 Le stelle più deboli visibili in un quartiere urbano ad occhio nudo
+3.44 Galassia di Andromeda visto dalla Terra M31
+4 Nebulosa di Orione visto dalla Terra M42
+4.38 luna Ganimede visto dalla Terra massima luminosità (luna di Giove e la luna più grande del Sistema Solare)
+4,50 cluster aperto M41 visto dalla Terra un ammasso aperto che potrebbe essere stato visto da Aristotele
+4,5 Galassia sferoidale nana del Sagittario visto dalla Terra
+5.20 asteroide Vesta visto dalla Terra luminosità massima
+5.38 pianeta Urano visto dalla Terra luminosità massima
+5.68 pianeta Urano visto dalla Terra luminosità media
+5.72 galassia a spirale M33 visto dalla Terra che viene utilizzato come test per vedere ad occhio nudo sotto cieli scuri
+5.8 lampo di raggi gamma GRB 080319B visto dalla Terra Massima magnitudine visiva (l'"Evento Clarke") vista sulla Terra il 19 marzo 2008 da una distanza di 7,5 miliardi di anni luce.
+6.03 pianeta Urano visto dalla Terra luminosità minima
+6.49 asteroide Pallade visto dalla Terra luminosità massima
+6.5 Limite approssimativo di stelle osservate da un osservatore medio ad occhio nudo in condizioni molto buone. Ci sono circa 9.500 stelle visibili a magnitudine 6.5.
+6.64 pianeta nano Cerere visto dalla Terra luminosità massima
+6.75 asteroide Iris visto dalla Terra luminosità massima
+6,90 galassia a spirale M81 visto dalla Terra Questo è un obiettivo estremo a occhio nudo che spinge la vista umana e la scala di Bortle al limite
+7.25 pianeta Mercurio visto dalla Terra luminosità minima
+7.67 pianeta Nettuno visto dalla Terra luminosità massima
+7.78 pianeta Nettuno visto dalla Terra luminosità media
+8.00 pianeta Nettuno visto dalla Terra luminosità minima
+8 Limite estremo a occhio nudo, Classe 1 su scala Bortle , i cieli più scuri disponibili sulla Terra.
+8.10 luna Titano visto dalla Terra luminosità massima; la più grande luna di Saturno; magnitudo media dell'opposizione 8.4
+8.29 stella UY Scuti visto dalla Terra Massima luminosità; una delle stelle più grandi conosciute per raggio
+8.94 asteroide 10 Igea visto dalla Terra luminosità massima
+9,50 Oggetti più deboli visibili utilizzando un comune binocolo 7×50 in condizioni tipiche
+10,20 luna Giapeto visto dalla Terra luminosità massima, più brillante a ovest di Saturno e impiega 40 giorni per cambiare lato
+11.05 stella Proxima Centauri visto dalla Terra 2a stella più vicina
+11.8 luna Phobos visto dalla Terra Luminosità massima; luna più luminosa di Marte
+12,23 stella R136a1 visto dalla Terra La stella più luminosa e massiccia conosciuta
+12,89 luna Deimos visto dalla Terra Luminosità massima
+12,91 quasar 3C 273 visto dalla Terra più luminoso ( distanza di luminosità di 2,4 miliardi di anni luce )
+13,42 luna Tritone visto dalla Terra Luminosità massima
+13,65 pianeta nano Plutone visto dalla Terra luminosità massima, 725 volte più debole del cielo a occhio nudo di magnitudo 6.5
+13.9 luna Titania visto dalla Terra Massima luminosità; luna più luminosa di Urano
+14.1 stella WR 102 visto dalla Terra La stella più famosa
+15.4 centauro Chirone visto dalla Terra luminosità massima
+15,55 luna Caronte visto dalla Terra luminosità massima (la luna più grande di Plutone)
+16.8 pianeta nano Makemake visto dalla Terra Luminosità dell'opposizione attuale
+17,27 pianeta nano Haumea visto dalla Terra Luminosità dell'opposizione attuale
+18,7 pianeta nano Eris visto dalla Terra Luminosità dell'opposizione attuale
+19,5 Oggetti più deboli osservabili con il Catalina Sky Survey telescopio di 0,7 metri con 30 secondi di esposizione e anche il approssimativa magnitudine limite di Asteroid Terrestre-impatto Ultima Alert System (ATLAS)
+20,7 luna Callirrhoe visto dalla Terra (piccolo satellite Jupiter8 km di Giove)
+22 Oggetti più deboli osservabili in luce visibile con un telescopio Ritchey-Chrétien da 600 mm (24″) con 30 minuti di immagini sovrapposte (6 subframe a 5 minuti ciascuno) utilizzando un rilevatore CCD
+22,8 Luhman 16 visto dalla Terra Nane brune più vicine (Luhman 16A=23,25, Luhman 16B=24,07)
+22,91 luna Idra visto dalla Terra luminosità massima della luna di Plutone
+23,38 luna Nix visto dalla Terra luminosità massima della luna di Plutone
+24 Oggetti più deboli osservabili con il telescopio Pan-STARRS da 1,8 metri utilizzando un'esposizione di 60 secondi Questa è attualmente la magnitudine limite delle rilevazioni astronomiche allsky automatizzate .
+25,0 luna Fenrir visto dalla Terra (piccolo satellite 4 km di Saturno)
+25.3 Oggetto transnettuniano 2018 AG 37 visto dalla Terra Il più lontano oggetto osservabile conosciuto nel Sistema Solare a circa 132 AU (19,7 miliardi di km) dal Sole
+26,2 Oggetto transnettuniano 2015 TH 367 visto dalla Terra Oggetto delle dimensioni di 200 km a circa 90 AU (13 miliardi di km) dal Sole e circa 75 milioni di volte più debole di quello che può essere visto ad occhio nudo.
+27,7 Oggetti più deboli osservabili con un singolo telescopio terrestre di 8 metri come il Subaru Telescope in un'immagine di 10 ore
+28.2 La cometa di Halley visto dalla Terra (2003) nel 2003, quando era 28 AU (4,2 miliardi km) dal Sole, ripreso con 3 di 4 ambiti di singoli sincronizzati nella ESO 'il Very Large Telescope array usando un tempo di esposizione totale di circa 9 ore
+28,4 asteroide 2003 BH 91 visto dall'orbita terrestre magnitudine osservata dell'oggetto della fascia di Kuiper di circa 15 chilometri Visto dal telescopio spaziale Hubble (HST) nel 2003, il più debole asteroide osservato direttamente conosciuto.
+31,5 Oggetti più deboli osservabili in luce visibile con il telescopio spaziale Hubble tramite il campo EXtreme Deep con ~ 23 giorni di tempo di esposizione raccolti in 10 anni
+34 Gli oggetti più deboli osservabili alla luce visibile con il James Webb Space Telescope
+35 asteroide senza nome visto dall'orbita terrestre magnitudine prevista del più debole asteroide conosciuto, un oggetto della fascia di Kuiper di 950 metri scoperto dall'HST che passa davanti a una stella nel 2009.
+35 stella LBV 1806-20 visto dalla Terra una stella variabile blu luminosa, magnitudine attesa a lunghezze d'onda visibili a causa dell'estinzione interstellare

Alcune delle grandezze elencate sono approssimative. La sensibilità del telescopio dipende dal tempo di osservazione, dal passa-banda ottico e dalla luce che interferisce con la diffusione e il bagliore dell'aria .

Guarda anche

Riferimenti

link esterno