겉보기 등급

Apparent magnitude
소행성 65 사이벨과 두 개의 별, 등급 표시

겉보기 등급(m)은 지구에서 관측별이다른 천체들밝기를 측정한 값입니다.물체의 겉보기 등급은 고유의 밝기, 지구로부터의 거리, 그리고 관찰자의 시야선을 따라 성간 먼지로 인해 발생하는 물체의 빛의 소멸에 따라 달라집니다.

천문학에서 매그니튜드라는 단어는 달리 언급하지 않는 한 보통 천체의 겉보기 매그니튜드를 가리킨다.이 등급 척도는 고대 로마 천문학자 클라우디우스 프톨레마이오스로 거슬러 올라가며, 그의 항성 목록에는 1등성부터 6등성까지 나와 있다.현대의 스케일은 이 역사적 체계에 가깝게 수학적으로 정의되었다.

척도는 역대수이며, 물체가 밝을수록 매그니튜드 수가 줄어듭니다.매그니튜드 1.0의 차이는 휘도비 에 해당합니다.예를 들어, 등급 2.0의 별은 등급 3.0의 2.512배, 등급 4.0의 6.31배, 등급 7.0의 100배입니다.

가장 밝은 천체들의 겉보기 등급은 음수입니다. 예를 들어 금성이 -4.2에 있거나 시리우스가 -1.46에 있습니다.가장 어두운 밤에 육안으로 볼 수 있는 가장 희미한 별들의 겉보기 등급은 약 +6.5이지만, 이는 사람의 시력, 고도 및 대기 [1]조건에 따라 다릅니다.알려진 천체들의 겉보기 등급은 -26.7인 태양에서부터 +31.[2]5인 허블우주망원경의 깊은 이미지에 있는 천체들까지 다양하다.

겉보기 등급의 측정은 측광학이라고 불립니다.광도 측정은 UBV 시스템 또는 Strömgren uvbyβ 시스템과 같은 광도계에 속하는 표준 통과 대역 필터를 사용하여 자외선, 가시 또는 적외선 파장 대역에서 이루어집니다.

절대 등급은 천체 물체의 겉보기 밝기보다는 고유 밝기를 측정하는 것으로, 동일한 역대수 척도로 표현됩니다.절대 등급은 별이나 물체가 10파섹(33광년, 3.1×10km14, 1.9×10마일14) 거리에서 관측될 경우 가질 수 있는 겉보기 등급으로 정의된다.그러므로 그것은 지구에 얼마나 가까이 있든지 상관없이 별의 성질을 의미하기 때문에 항성 천체 물리학에서 더 유용하다.그러나 관측 천문학과 인기 있는 별 관측에서는 "규모"에 대한 무조건적인 언급은 겉으로 보이는 크기를 의미하는 것으로 이해된다.

역사

에 표시되다
전형적인.
인간적인
눈동자[3]
외관상
규모
밝다
네스
관련있는
베가에게
별의 수
(태양 제외)
보다 밝은
겉보기[4] 등급
밤하늘에
네. −1.0 251% 1 (Sirius)
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[5]
아니요. 07.0 0.16% 14000
08.0 0.063% 42000
09.0 0.025% 121000
10.0 0.010% 34000000

규모를 나타내기 위해 사용된 눈금은 육안으로 보이는 별을 6개의 등급으로 나누는 헬레니즘 관습에서 유래했다.밤하늘에서 가장 밝은 별1등급(m = 1)이고, 가장 희미한 별은 6등급(m = 6)으로, 이는 (망원경의 도움 없이) 인간의 시각적 지각한계이다.각 등급의 밝기는 다음 등급의 두 배(대수 척도)로 간주되었지만, 이 비율은 광검출기가 존재하지 않았기 때문에 주관적이었다.별의 밝기에 대한 이 다소 조잡한 척도는 프톨레마이오스에 의해 의 알마게스트에서 대중화되었고 일반적으로 히파르코스에서 유래되었다고 믿어진다.히파르코스의 원래 항성목록이 없어졌기 때문에 이것은 증명되거나 반증될 수 없다.히파르코스가 유일하게 보존한 문서(아라투스 주석)는 그가 밝기를 숫자로 설명하는 체계를 가지고 있지 않다는 것을 분명히 하고 있다.그는 항상 "크다" 또는 "작다", "밝다" 또는 "화려하다"와 같은 용어를 사용하거나 심지어 "보름달에 보인다"[6]와 같은 표현도 사용합니다.

1856년, Norman Robert Pogson은 1등성을 6등성보다 100배 밝은 별이라고 정의함으로써 이 체계를 공식화했고, 이에 따라 오늘날에도 여전히 사용되고 있는 로그 척도를 확립했다.이는 m등급의 별이 m+1등급의 별보다 약 2.512배 밝다는 것을 의미한다.100의 5제곱근인 이 수치는 포그슨의 [7]비율로 알려지게 되었다.포그슨 척도의 영점은 원래 폴라리스에게 정확히 2의 등급을 부여하여 정의되었다.천문학자들은 나중에 폴라리스가 약간 변한다는 것을 발견했고, 그래서 그들은 베가의 밝기를 정해진 파장에서의 0 등급의 정의로 지정하면서 표준 기준 별로 베가로 바꿨다.

작은 보정을 제외하고, 베가의 밝기는 가시 파장과 근적외선 파장에 대한 0 등급의 정의 역할을 하며, 여기서 베가의 스펙트럼 에너지 분포(SED)는 11,000 K의 온도에서 흑체의 것과 매우 유사합니다.그러나 적외선 천문학의 출현으로 베가의 복사에는 적외선 초과가 포함되어 있는 것으로 밝혀졌는데, 이는 아마도 따뜻한 온도(별 표면보다 훨씬 차가운 온도)의 먼지로 이루어진주위 원반 때문일 것이다.단파장(예: 가시파장)에서는 이러한 온도에서 먼지의 방출은 무시할 수 있습니다.그러나, 적외선으로 진도 배율을 적절히 확장하기 위해서는, 베가의 이러한 특성이 진도 배율의 정의에 영향을 미치지 않아야 한다.따라서 매그니튜드 척도는 별주위 방사선에 오염되지 않은 11000K의 이상적인 항성 표면에 대한 흑체 방사선 곡선에 기초하여 모든 파장에 대해 추정되었다.이를 바탕으로 0 진폭 포인트에 대한 스펙트럼 조사 강도([8]보통 얀스키로 표시)를 파장의 함수로 계산할 수 있다.서로 다른 천문학자에 의해 얻어진 데이터를 적절히 비교할 수 있도록 독립적으로 개발된 측정 장치를 사용하여 시스템 간에 작은 편차를 명시하지만, 더 실제적으로 중요한 것은 단일 파장이 아닌 광도 측정에서 사용되는 표준 스펙트럼 필터의 응답에 적용하는 것이다.다양한 파장 대역

고배율에서의[9] 시각적 관찰을 위한 크기 제한
망원경
개구부
(mm)
제한
매그니튜드
35 11.3
60 12.3
102 13.3
152 14.1
203 14.7
305 15.4
406 15.7
508 16.4

최신 등급 시스템에서는 이 영점 기준을 사용하여 아래에 자세히 설명된 로그 정의에 따라 매우 넓은 범위의 밝기를 지정합니다.실제로 그러한 겉보기 크기는 (검출 가능한 측정의 경우) 30을 초과하지 않는다.베가의 밝기는 가시 파장(적외선 파장)의 밤하늘에 있는 4개의 별과 밝은 행성 금성, 화성, 목성보다 더 밝기 때문에 음의 크기로 표현해야 합니다.예를 들어, 천구에서 가장 밝은 별인 시리우스는 가시적으로 -1.4등급이다.다른 매우 밝은 천체들의 음의 등급은 아래 에서 찾을 수 있습니다.

천문학자들은 베가 시스템의 대안으로 다른 광도계 영점 시스템을 개발했다.가장 널리 사용되는 AB 등급 시스템[10]광도 0점이 항성 스펙트럼이나 흑체 곡선을 기준으로 사용하는 대신 단위 주파수 간격당 일정한 플럭스를 갖는 가상의 기준 스펙트럼에 기초한다.AB 매그니튜드 0점은 V 필터 대역에서 물체의 AB 및 베가 기반 매그니튜드가 거의 동일하도록 정의됩니다.

측정.

매그니튜드(광도계)의 정밀 측정에는 사진 또는 (보통) 전자 검출 장치의 보정이 필요합니다.여기에는 일반적으로 스펙트럼 필터를 사용하여 크기가 정확히 알려진 표준별을 동일한 조건에서 동시에 관측하는 작업이 포함된다. 지구 대기권 투과로 망원경이 실제로 받는 빛의 양이 줄어들기 때문에 대상별과 보정별의 공기량을 고려해야 한다.일반적으로 충분히 비슷한 크기의 알려진 별 몇 개를 관찰할 수 있습니다.하늘에서 목표물에 가까운 보정별이 선호된다(대기 경로의 큰 차이를 피하기 위해).이러한 별들의 천정각(경도)이 다소 다를 경우 기단의 함수로써 보정 계수를 도출하여 대상 위치의 기단에 적용할 수 있습니다.이러한 보정은 겉보기 등급이 정의된 대기 위에서 관측되는 밝기를 구한다.

천문학을 처음 접하는 경우 겉보기 등급은 수신 전력에 따라 조정되므로 천체 사진의 경우 상대 밝기 측도를 사용하여 별 사이의 노출 시간을 조정할 수 있습니다.또한 겉보기 등급은 전체 물체에 걸쳐 합산(적분)되므로 초점에 의존하지 않습니다.이는 태양, 달 및 행성과 같이 상당한 외관 크기를 가진 물체의 노출 시간을 조정할 때 고려해야 합니다.예를 들어, 달에서 태양까지의 노출 시간을 직접 조정하는 것은 효과가 있습니다. 왜냐하면 그것들은 하늘에서 거의 같은 크기이기 때문입니다. 하지만 만약 토성의 이미지가 달보다 센서에서 더 작은 면적을 차지한다면, 달에서 토성까지의 노출을 조정하는 것은 과도한 노출을 초래할 것입니다.

계산

ESO의 VISTA촬영30도라두스의 이미지. 성운의 겉보기 등급은 8입니다.
상대 밝기 대 진폭 그래프

물체가 어두울수록 밝기 계수가 정확히 100인 밝기 계수에 해당하는 5등급의 차이가 나면서 밝기에 대한 수치가 높아집니다.따라서 스펙트럼 대역 x의 규모 m은 다음과 같이 구한다.

일반적인 로그(base-10)의 관점에서 보다 일반적으로 표현된다.
여기x F는 스펙트럼 필터 x를 사용하여 관측된 조사 강도이고x,0 F는 해당 광도 필터에 대한 기준 플럭스(0점)이다.5등급의 증가는 밝기의 100배 감소에 해당하므로 각 밝기의 증가는 100 5 2 를 의미합니다(Pogson의 비율위 공식을 뒤집을 때, 진폭차1 m2 - m = δm은 밝기 계수를 의미한다.

예제:해와 달

태양보름달의 밝기 비율은 얼마입니까?

태양의 겉보기 등급은 -26.74[11](더 밝기), 보름달의 평균 등급은 -12[12].74(더 밝기)이다.

크기 차이:

휘도 계수:

태양은 보름달보다 약 40만 배 밝게 나타난다.

매그니튜드 가산

때로는 밝기를 더하고 싶을 수도 있습니다.예를 들어, 밀접하게 분리된 이중 별에 대한 측광은 결합된 광출력의 측정만 할 수 있을 것이다.개별 구성 요소의 크기만 알고 있다면 이중 별의 합계를 어떻게 계산할 수 있을까요?이것은,[13] 각 진폭에 대응하는 밝기(선형 단위)를 더하는 것으로 실시할 수 있습니다.

f 수율에 해결

여기f m은 m2 m에 의해1 참조되는 밝기를 더한 후의 크기입니다.

겉보기 볼로미터 등급

개체의 또는 절대 어패 런트 브라이트 니스는 전자기 스펙트럼의 모든 파장은(또한 개체의 복사 조도 또는 권력, 레로 알려진 위에 통합의 크기는 일반적으로 측정에 대한 특별한 필터 밴드에서 파장들의 일부 범위에 해당하는 언급한다, 또는 절대적인 명백한 복사 등급(mbol)이다.spectively).겉보기 볼로미터 등급 척도의 영점은 겉보기 볼로미터 등급 0 mag가 평방미터(W·m−2)[14]당 2.518×10−8 와트의 수신 방사선 강도와 동일하다는 정의에 기초한다.

절대 등급

겉보기 등급은 특정 관찰자가 본 물체의 밝기 측정값인 반면, 절대 등급은 물체의 고유 밝기 측정값입니다.플럭스는 반제곱 법칙에 따라 거리에 따라 감소하므로 별의 겉보기 크기는 절대 밝기와 거리(그리고 소멸)에 따라 달라집니다.예를 들어, 한 거리에 있는 별은 두 배 거리에 있는 별보다 4배 더 밝습니다.이와는 대조적으로, 천문학적 물체의 고유 밝기는 관측자의 거리나 어떤 소멸에도 의존하지 않습니다.

별이나 천문학 물체의 절대 등급 M은 10 파섹(33 ly) 거리에서 볼 수 있는 겉보기 등급으로 정의됩니다.태양의 절대 등급은 V 대역(시각), 가이아 위성의 G 대역(녹색) 4.68,[15][16][17] B 대역(파란색) 5.48이다.

행성 또는 소행성의 경우, 절대 등급 H차라리 둘 다 관찰자와 태양으로부터 마치 1천문 단위(150,000,000 km), 그리고 잘 최대 야당(는 이론적으로만, 관찰자로 달성할 수 있는 구성이 태양 표면에 위치한)에서 조명은 그들이 갖는 시등급을 의미한다.[18]

표준 기준값

일반적인[19] 대역의 표준 외관 크기 및 플럭스
밴드 λ
(μm)
Δλ/λ
(FWHM)
m = 0, F에서의x,0 플럭스
JY 10−20 erg/(s·cm2·Hz)
U 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
I 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
i 0.79 0.16 4760 4.76
z 0.91 0.13 4810 4.81

매그니튜드 척도는 역로그 척도다.일반적인 오해는 눈금의 로그적 성질은 인간의 눈 자체가 로그적 반응을 가지고 있기 때문이라는 것이다.포그슨의 시대에는 이것이 사실이라고 생각되었지만(베버-페히너의 법칙 참조), 지금은 그 반응이 멱함수 법칙이라고 믿어진다(스티븐스의 멱함수 [20]법칙 참조).

빛이 단색이 아니라는 사실 때문에 매그니튜드는 복잡하다.광검출기의 감도는 빛의 파장에 따라 다르며, 광검출기의 유형에 따라 변화한다.따라서 값이 유의하기 위해 크기를 측정하는 방법을 지정해야 합니다.를 위해 UBV 시스템은 U(근자외선 중심 약 350nm), B(파란색 영역 약 435nm), V(낮의 인간 시야 범위 가운데 약 555nm)의 세 가지 다른 파장 대역으로 측정된다.V 밴드는 스펙트럼 목적으로 선택되었으며 인간의 눈에 보이는 것과 거의 일치하는 크기를 제공한다.추가적인 조건 없이 겉보기 등급에 대해 논의하면 일반적으로 V 등급은 [citation needed]이해된다.

적색 거성과 적색 왜성과 같은 차가운 별들은 스펙트럼의 청색 및 자외선 영역에서 에너지를 거의 방출하지 않기 때문에, 그 힘은 종종 UBV 척도로 충분히 표현되지 않습니다.실제로, 일부 L형과 T형 별들은 가시광선이 극히 [citation needed]적지만 적외선이 가장 강하기 때문에 100등급을 훨씬 넘는 것으로 추정됩니다.

규모 측정은 신중한 치료가 필요하며, 이와 같은 측정이 매우 중요합니다.20세기 초 이전의 직교색(청색 민감) 사진 필름에서는 청색 초거성 리겔과 적색 초거성 베텔게우스 불규칙 변광성의 상대 밝기가 인간의 눈이 인식하는 것과 비교됩니다. 왜냐하면 이 오래된 필름은 적색 빛보다 청색 빛에 더 민감하기 때문입니다.이 방법으로 얻은 크기는 사진 크기로 알려져 있으며,[citation needed] 현재는 사용되지 않는 것으로 간주됩니다.

주어진 절대 크기를 가진 은하 내 물체의 경우, 물체까지의 거리가 10배 증가할 때마다 5가 겉보기 크기에 추가됩니다.매우 먼 거리(은하보다 훨씬 먼 거리)에 있는 물체의 경우, 이 관계는 일반 [21][22]상대성 이론으로 인한 적색편이비유클리드 거리 측도에 대해 조정되어야 합니다.

행성과 다른 태양계 물체의 경우, 겉보기 등급은 위상 곡선과 태양 및 [citation needed]관측자까지의 거리로부터 도출됩니다.

겉보기 등급 목록

나열된 등급 중 일부는 근사치입니다.망원경 감도는 관찰 시간, 광학 대역 통과 및 산란공기 광선의 간섭 빛에 따라 달라집니다.

천체의 겉보기 등급
외관상
규모
(V)
물건 보기... 메모들
−67.57 감마선 버스트 GRB 080319B 1AU 떨어진 곳에서 보다 지구에서 보았을 때 태양보다 2배16(10조) 이상 밝을 것이다.
−41.39 백조자리 OB2-12 1AU 떨어진 곳에서 보다
−40.67 M33-013406.63 1AU 떨어진 곳에서 보다
–40.17 용골자리 에타 A 1AU 떨어진 곳에서 보다
−40.07 전갈자리 제타1 1AU 떨어진 곳에서 보다
−39.66 R136a1 1AU 떨어진 곳에서 보다
–39.47 백조자리 P 1AU 떨어진 곳에서 보다
−38.00 스타 리겔 1AU 떨어진 곳에서 보다 겉보기 직경이 35°인 크고 매우 밝은 푸른빛 원반으로 보일 것이다
−30.30 시리우스 A 1AU 떨어진 곳에서 보다
−29.30 태양 근일점에서 수성에서 볼 수 있다
−27.40 태양 근일점에서 금성에서 볼 수 있다
−26.74 태양 지구에서[11] 보름달의 약 40만 배 밝기
−25.60 태양 화성에서 원점에서 볼 수 있다
−25.00 일반적인 시력 통증을 일으키는 최소 밝기
−23.00 태양 목성에서 원점에서 바라본
−21.70 태양 토성에서 원점에서 보다
−20.20 태양 천왕성에서 원점에서 볼 수 있다
−19.30 태양 해왕성에서 본
−18.20 태양 명왕성에서 원점에서 볼 수 있다
−17.70 지구 행성 달빛으로[23] 보이다
−16.70 태양 원점에서 에리스에서 보다
−14.20 1룩스의 조명 수준[24][25]
−12.90 보름달 근일점에서 지구에서 보다 근점 + 근일점 + 보름달의 최대 밝기(평균 거리 값은 -12.[12]74이지만 반대 효과를 포함할 경우 값이 약 0.18 등급 밝기)
−12.40 베텔게우스 초신성이 생겼을[26] 때 지구에서 볼 수 있다
−11.20 태양 세드나에서 바라본
−10.00 이케야 혜성-세키(1965년) 지구에서 본 그것은[27] 현대에서 가장 똑똑한 크로이츠 성레이저였다.
−9.50 이리듐(위성) 플레어 지구에서 본 최대 휘도
-9 ~ -10 포보스(달) 화성에서 본 최대 휘도
−7.50 1006 초신성 지구에서 본 역사상 가장 밝은 항성 사건(광년 떨어진 곳)[28]
−6.50 밤하늘의 전체 통합 규모 지구에서 본
−6.00 게자리 초신성 1054 지구에서 본 (6500광년 거리)[29]
−5.90 국제 우주 정거장 지구에서 본 ISS가 근지점에 있고 태양빛이[30] 완전히 비칠 때
−4.92 금성 지구에서 본 초승달 모양으로 빛날 때의 최대[31] 밝기
−4.14 금성 지구에서 본 평균[31] 밝기
−4 태양이 높을 맨눈으로 관찰할 수 있는 가장 희미한 물체.천체는 겉보기 등급이 -4 이하일 때 인간이 볼 수 있는 그림자를 드리운다.
−3.99 큰개자루자리 엡실론 지구에서 본 470만 년 전의 최대 밝기, 과거향후 500만 년의 역사상 가장 밝은
−3.69 지구에서 본 지구 빛을 반사하는 지구 빛에 의해 빛난다(최대)[23]
−2.98 금성 지구에서 본 태양[31] 반대편에 있을 때의 최소 밝기
−2.94 목성 지구에서 본 최대[31] 휘도
−2.94 화성 지구에서 본 최대[31] 휘도
−2.5 태양이 지평선에서 10° 미만일 때 맨눈으로 볼 수 있는 가장 희미한 물체
−2.50 초승달 지구에서 본 최소 휘도
−2.50 지구 행성 화성에서 본 최대치
−2.48 수성 지구에서 본 (금성과 달리 수성은 태양 반대편에 있을 때 가장 밝기 때문에 다른 위상곡선)[31]
−2.20 목성 지구에서 본 평균[31] 밝기
−1.66 목성 지구에서 본 최소[31] 휘도
−1.47 항성계 시리우스 지구에서 본 가시[33] 파장의 태양을 제외하고 가장 밝은 별
−0.83 용골자리 에타 지구에서 본 1843년 4월 초신성 사기꾼으로서의 겉보기 밝기
−0.72 카노푸스 지구에서 본 밤하늘에서[34] 두 번째로 밝은 별
−0.55 토성 지구에서 본 고리가 지구를 향해[31] 기울어져 있을 때 반대편과 근일점 근처의 최대 밝기
−0.3 핼리 혜성 지구에서 본 예상 겉보기 등급 2061 통과
−0.27 센타우루스자리 알파 AB 지구에서 본 합산 등급(밤하늘에서 세 번째로 밝은 별)
−0.04 아크투루스 지구에서 본 육안으로[35] 네 번째로 밝은 별
−0.01 센타우루스자리 알파 A 지구에서 본 밤하늘에서 망원경으로 볼 수 있는 네 번째로 밝은
+0.03 베가 지구에서 본 이것은[36] 원래 0점의 정의로 선택되었다.
+0.23 수성 지구에서 본 평균[31] 밝기
+0.46 태양 센타우루스자리 알파에서 본
+0.46 토성 지구에서 본 평균[31] 밝기
+0.71 화성 지구에서 본 평균[31] 밝기
+1.17 토성 지구에서 본 최소[31] 휘도
+1.86 화성 지구에서 본 최소[31] 휘도
+1.98 폴라리스자리 지구에서 본 평균[37] 밝기
+3.03 초신성 SN 1987A. 지구에서 본 (16만 광년 떨어진) 대마젤란 구름에서
+3 ~ +4 도시 근방에서 육안으로 볼 수 있는 가장 희미한 별
+3.44 안드로메다 은하 지구에서 본 M31[38]
+4 오리온 성운 지구에서 본 M42
+4.38 가니메데 지구에서 본 최대[39] 밝기(목성의 달과 태양계에서 가장 큰 달)
+4.50 산개성단 M41 지구에서 본 아리스토텔레스가 본 [40] 같은 산개 성단
+4.5 궁수자리 왜소 구상 은하 지구에서 본
+5.20 소행성 베스타 지구에서 본 최대 휘도
+5.38[41] 천왕성 지구에서 본 최대[31] 밝기 (우라누스는 2050년 근일점에 도달)
+5.68 천왕성 지구에서 본 평균[31] 밝기
+5.72 나선은하 M33 지구에서 본 어두운[42][43] 하늘 아래 육안으로 볼 수 있는 테스트로 사용됩니다.
+5.8 감마선 버스트 GRB 080319B 지구에서 본 2008년 3월 19일 지구에서 75억 광년 떨어진 곳에서 본 최대 가시 등급('클라크 이벤트').
+6.03 천왕성 지구에서 본 최소[31] 휘도
+6.49 소행성 팔라스 지구에서 본 최대 휘도
+6.5 매우 좋은 조건에서 평균적인 육안 관찰자에 의해 관측된 의 대략적인 한계입니다.매그 6.[3]5에는 약 9,500개의 별이 보인다.
+6.64 왜행성 세레스 지구에서 본 최대 휘도
+6.75 소행성 아이리스 지구에서 본 최대 휘도
+6.90 나선은하 M81 지구에서 본 이것은 인간의 시력과 보틀 눈금을 한계까지[44] 끌어올리는 극단적인 벌거벗은 목표물입니다.
+7.25 수성 지구에서 본 최소[31] 휘도
+7.67[45] 해왕성 지구에서 본 최대[31] 밝기(2042년 근일점까지 도달)
+7.78 해왕성 지구에서 본 평균[31] 밝기
+8.00 해왕성 지구에서 본 최소[31] 휘도
+8 극도의 육안 한계,[46] 지구상에서 가장 어두운 하늘인 보틀 등급 1입니다.
+8.10 타이탄 지구에서 본 최대 밝기; [47][48]토성의 가장 큰 달; 평균 반대 등급 8[49].4
+8.29 UY 스쿠티 지구에서 본 최대 밝기: 반지름으로 알려진 가장 큰 별 중 하나
+8.94 소행성 10 히기에아 지구에서 본 최대[50] 휘도
+9.50 일반적인[51]50 쌍안경을 사용하여 일반적인 조건에서 가장 희미한 물체를 볼 수 있습니다.
+10.20 이아페투스 지구에서 본 최대 밝기,[48] 토성 서쪽에서 가장 밝으며 측면을 바꾸는 데 40일이 걸린다.
+11.05 센타우루스자리 프록시마 지구에서 본 가장 가까운 별
+11.8 포보스 지구에서 본 최대 밝기, 화성의 밝은 달
+12.23 R136a1 지구에서 본 지금까지 알려진 별 중 가장 밝고 무거운 별[52]
+12.89 문데이모스 지구에서 본 최대 휘도
+12.91 퀘이사 3C 273 지구에서 본 가장 밝다(24억 광년광도 거리)
+13.42 트리톤 지구에서 본 최대[49] 휘도
+13.65 왜행성 명왕성 지구에서 본 최대 밝기,[53] 진도 6.5의 맨눈 하늘보다 725배 희미함
+13.9 티타니아 지구에서 본 최대 밝기; 천왕성의 가장 밝은 달
+14.1 별 WR 102 지구에서 본 가장 뜨거운 별
+15.4 센타우루 키론 지구에서 본 최대[54] 휘도
+15.55 문캐런 지구에서 본 최대 밝기(명왕성의 가장 큰 달)
+16.8 왜행성 메이크 지구에서 본 현재 반대편[55] 밝기
+17.27 왜행성 하우메아 지구에서 본 현재 반대편[56] 밝기
+18.7 왜행성 에리스 지구에서 본 현재 반대편 밝기
+19.5 30초[57] 노출과 소행성 지상충격 마지막 경보 시스템(ATLAS)의 대략적인 한계 크기를 사용하여 카탈리나 스카이 서베이 0.7m 망원경으로 관측할 수 있는 가장 희미한 물체
+20.7 캘리르호 지구에서 본 (목성의 [49]8km 이하의 작은 위성)
+22 CCD[58] 검출기를 사용하여 30분 동안 누적된 이미지가 있는 600mm(24µ) 리체이-크레티엔 망원경으로 가시광선에서 관측할 수 있는 가장 희미한 물체(5분마다 6개의 서브프레임)
+22.8 루만 16 지구에서 본 가장 가까운 갈색왜성(Luhman 16A=23.25, Luhman 16B=24.07)[59]
+22.91 하이드라 지구에서 본 명왕성의 최대 밝기
+23.38 문닉스 지구에서 본 명왕성의 최대 밝기
+24 60초[60] 노출을 사용하여 Pan-STARRS 1.8미터 망원경으로 관측할 수 있는 가장 희미한 천체 현재 이것은 자동화된 별천문학 조사의 한계 크기입니다.
+25.0 펜리르 지구에서 본 (토성 [61]4km 이하의 소형 위성)
+25.3 해왕성 횡단 천체 2018 AG37 지구에서 본 태양계에서 가장 멀리 있는 관측 가능한 천체로서 태양으로부터 약 132AU(197억 km) 떨어져 있다.
+26.2 해왕성 횡단 천체 2015 TH367 지구에서 본 태양으로부터 약 90AU(130억 km) 떨어진 200km 크기의 물체는 육안으로 볼 수 있는 것보다 약 7500만 배 희미하다.
+27.7 스바루 망원경 등 지상 8m급 망원경 하나로 10시간[62] 영상으로 관측 가능한 가장 희미한 물체
+28.2 핼리 혜성 지구에서 본 것(2003) 2003년 태양으로부터 28AU(42억 km) 떨어져 있을 때 ESO초대형 망원경 어레이에서 동기화된 4개의 개별 스코프 중 3개를 사용하여 약 9시간의[63] 총 노출 시간을 사용하여 촬영했다.
+28.4 소행성 2003 BH91 지구 궤도에서 본 2003년 허블우주망원경(HST)에 의해 관측된 15km 카이퍼 벨트 물체의 규모, 가장 희미하게 직접 관측된 소행성.
+31.5 EXtreme Deep Field를 통해 허블 우주 망원경으로 가시광선에서 관측할 수 있는 가장 희미한 물체이며, 10년[64] 동안 최대 23일의 노출 시간을 수집했습니다.
+34 제임스 우주 망원경으로 가시광선으로 관측할 수 있는 가장 희미한 물체[65]
+35 이름 없는 소행성 지구 궤도에서 본 2009년 [66]HST가 별 앞을 지나는 950m 높이의 카이퍼 벨트 물체가 발견된 것으로 알려진 소행성의 예상 등급.
+35 LBV 1806-20 지구에서 본 성간 소멸로 인해 가시 파장에서 예상되는 밝은 청색 변광성

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레퍼런스

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외부 링크