Magnitudini stellari. Magnitudine apparente Come si misura la luminosità delle stelle?

Ognuna di queste stelle ha una certa magnitudine che permette loro di essere viste

La magnitudine stellare è una quantità numerica adimensionale che caratterizza la luminosità di una stella o di un altro corpo cosmico in relazione all'area visibile. In altre parole, questo valore riflette il numero di onde elettromagnetiche nel corpo che vengono registrate dall'osservatore. Pertanto, questo valore dipende dalle caratteristiche dell'oggetto osservato e dalla distanza dall'osservatore ad esso. Il termine copre solo gli spettri visibili, infrarossi e ultravioletti della radiazione elettromagnetica.

Il termine “lucentezza” è usato anche per riferirsi a sorgenti luminose puntiformi e “luminosità” a quelle estese.

Un antico scienziato greco che visse in Turchia nel II secolo a.C. e., è considerato uno degli astronomi più influenti dell'antichità. Ne compilò uno volumetrico, il primo in Europa, descrivendo le posizioni di più di mille corpi celesti. Ipparco introdusse anche una caratteristica come la magnitudine stellare. Osservando le stelle ad occhio nudo, l'astronomo ha deciso di dividerle in base alla luminosità in sei magnitudini, dove la prima magnitudine è l'oggetto più luminoso e la sesta è il più fioco.

Nel 19° secolo, l'astronomo britannico Norman Pogson migliorò la scala per misurare le magnitudini stellari. Ha ampliato la gamma dei suoi valori e ha introdotto una dipendenza logaritmica. Cioè, aumentando la magnitudine di uno, la luminosità dell'oggetto diminuisce di 2.512 volte. Quindi una stella di 1a magnitudine (1 m) è cento volte più luminosa di una stella di 6a magnitudine (6 m).

Standard di grandezza

Inizialmente lo standard di un corpo celeste di magnitudine zero era la luminosità del punto più luminoso in . Un po' più tardi venne delineata una definizione più precisa di un oggetto di magnitudo zero: la sua illuminazione dovrebbe essere pari a 2,54·10 −6 lux e il flusso luminoso nel campo visibile dovrebbe essere di 10 6 quanti/(cm²·s).

Magnitudo apparente

La caratteristica sopra descritta, definita da Ipparco di Nicea, cominciò successivamente ad essere chiamata “visibile” o “visiva”. Ciò significa che può essere osservato sia con l'aiuto dell'occhio umano nel campo del visibile, sia utilizzando vari strumenti come un telescopio, compresi i campi dell'ultravioletto e dell'infrarosso. La grandezza della costellazione è di 2 m. Sappiamo però che Vega con magnitudine zero (0 m) non è la stella più luminosa del cielo (quinta per luminosità, terza per gli osservatori della CSI). Pertanto, le stelle più luminose possono avere una magnitudine negativa, ad esempio (-1,5 m). Oggi è anche noto che tra i corpi celesti possono esserci non solo stelle, ma anche corpi che riflettono la luce delle stelle: pianeti, comete o asteroidi. La magnitudo totale è -12,7 m.

Magnitudo e luminosità assolute

Per poter confrontare la vera luminosità dei corpi cosmici, è stata sviluppata una caratteristica come la magnitudine stellare assoluta. Secondo esso, il valore della magnitudine apparente di un oggetto viene calcolato se questo oggetto si trovasse a 10 (32,62) dalla Terra. In questo caso, non vi è alcuna dipendenza dalla distanza dall'osservatore quando si confrontano stelle diverse.

La magnitudine assoluta per gli oggetti spaziali utilizza una distanza diversa dal corpo all'osservatore. Vale a dire 1 unità astronomica, mentre in teoria l'osservatore dovrebbe trovarsi al centro del Sole.

Una quantità più moderna e utile in astronomia è diventata la “luminosità”. Questa caratteristica determina la radiazione totale emessa da un corpo cosmico in un certo periodo di tempo. Per calcolarlo viene utilizzata la magnitudo assoluta.

Dipendenza spettrale

Come affermato in precedenza, la magnitudo può essere misurata vari tipi radiazione elettromagnetica, e quindi ha significati diversi per ogni intervallo di spettro. Per ottenere un'immagine di qualsiasi oggetto cosmico, gli astronomi possono utilizzare , che sono più sensibili alla parte ad alta frequenza della luce visibile, e le stelle appaiono blu nell'immagine. Questa grandezza è detta “fotografica”, m Pv. Per ottenere un valore prossimo a quello visivo (“fotovisivo”, m P), la lastra fotografica viene rivestita con una speciale emulsione ortocromatica e viene utilizzato un filtro giallo.

Gli scienziati hanno compilato un cosiddetto sistema fotometrico di intervalli, grazie al quale è possibile determinare le principali caratteristiche dei corpi cosmici, come: temperatura superficiale, grado di riflessione della luce (albedo, non per le stelle), grado di assorbimento della luce e altri. Per fare ciò, vengono scattate fotografie della lampada in diversi spettri di radiazione elettromagnetica e successivo confronto dei risultati. I filtri più utilizzati per la fotografia sono l'ultravioletto, il blu (magnitudine fotografica) e il giallo (vicino alla gamma fotovisiva).

Una fotografia con energie catturate di tutte le gamme di onde elettromagnetiche determina la cosiddetta magnitudo bolometrica (mb). Con il suo aiuto, conoscendo la distanza e il grado di assorbimento interstellare, gli astronomi calcolano la luminosità di un corpo cosmico.

Grandezze di alcuni oggetti

• Sole = −26,7 m
• Luna piena = −12,7 m
• Bagliore d'iridio = −9,5 m. Iridium è un sistema di 66 satelliti che orbitano attorno alla Terra e servono a trasmettere voce e altri dati. Periodicamente, la superficie di ciascuno dei tre veicoli principali riflette la luce solare verso la Terra, creando il lampo più luminoso e uniforme nel cielo per un massimo di 10 secondi.

Continuiamo la nostra escursione algebrica sui corpi celesti. Nella scala utilizzata per valutare la luminosità delle stelle, possono, oltre alle stelle fisse; trova un posto per te e per gli altri luminari: pianeti, Sole, Luna. Parleremo nello specifico della luminosità dei pianeti; Qui indichiamo anche la magnitudine del Sole e della Luna. La magnitudine stellare del Sole è espressa dal numero meno 26,8 e la Luna piena1) meno 12,6. Il motivo per cui entrambi i numeri sono negativi, il lettore dovrebbe pensare, è chiaro dopo tutto quello che è stato detto prima. Ma forse rimarrà perplesso dalla differenza non sufficientemente grande tra le magnitudini del Sole e della Luna: la prima è “solo il doppio della seconda”.

Non dimentichiamo però che la designazione della grandezza è, in sostanza, un certo logaritmo (basato su 2.5). E proprio come è impossibile, quando si confrontano i numeri, dividere i loro logaritmi l'uno per l'altro, non ha senso, quando si confrontano le magnitudini stellari, dividere un numero per un altro. Il risultato di un confronto corretto è mostrato dal seguente calcolo.

Se la magnitudine del Sole è “meno 26,8”, ciò significa che il Sole è più luminoso di una stella di prima magnitudine

2.527,8 volte. La luna è più luminosa di una stella di prima grandezza

2.513,6 volte.

Ciò significa che la luminosità del Sole è maggiore della luminosità della Luna piena

2,5 27,8 2,5 14,2 volte. 2.513.6

Avendo calcolato questo valore (utilizzando le tabelle dei logaritmi), otteniamo 447.000. giusto atteggiamento luminosità del Sole e della Luna: la luce del giorno con tempo sereno illumina la Terra 447.000 volte più potente della Luna piena in una notte senza nuvole.

Considerando che la quantità di calore emesso dalla Luna è proporzionale alla quantità di luce che disperde – e questo probabilmente è vicino alla verità – dobbiamo ammettere che la Luna ci invia 447.000 volte meno calore del Sole. È noto che ogni centimetro quadrato al confine dell'atmosfera terrestre riceve dal Sole circa 2 piccole calorie di calore al minuto. Ciò significa che la Luna invia non più di 225.000 di piccola caloria a 1 cm2 della Terra ogni minuto (ovvero, può riscaldare 1 g di acqua in 1 minuto di 225.000 di grado). Ciò dimostra quanto siano infondati tutti i tentativi di attribuire al chiaro di luna un’influenza sul clima terrestre2).

1) Nel primo e nell'ultimo quarto la magnitudine della Luna è meno 9.

2) La questione se la Luna possa influenzare il tempo meteorologico attraverso la sua gravità verrà discussa alla fine del libro (vedi “La Luna e il tempo meteorologico”).

La convinzione diffusa che le nuvole spesso si sciolgano sotto l'influenza dei raggi della Luna piena è un grosso malinteso, spiegato dal fatto che la scomparsa delle nuvole di notte (per altri motivi) diventa evidente solo al chiaro di luna.

Lasciamo ora la Luna e calcoliamo quante volte il Sole è più luminoso della stella più brillante dell'intero cielo: Sirio. Ragionando allo stesso modo di prima, otteniamo il rapporto della loro brillantezza:

2,5 27,8	2,5 25,2
2,52,6

cioè il Sole è 10 miliardi di volte più luminoso di Sirio.

Molto interessante è anche il seguente calcolo: quante volte l'illuminazione data dalla Luna piena è più luminosa dell'illuminazione totale dell'intero cielo stellato, cioè di tutte le stelle visibili? ad occhio nudo su un emisfero celeste? Abbiamo già calcolato che le stelle dalla prima alla sesta magnitudine compresa brillano insieme quanto un centinaio di stelle di prima magnitudine. Il problema, quindi, si riduce a calcolare quante volte la Luna è più luminosa di cento stelle di prima grandezza.

Questo rapporto è uguale

2,5 13,6

100 2700.

Quindi, in una notte limpida e senza luna, riceviamo dal cielo stellato solo 2700 della luce emessa dalla Luna piena, e 2700x447.000, cioè 1200 milioni di volte meno di quella che dà il Sole in una giornata senza nuvole.

Aggiungiamo anche che la grandezza della normale internazionale

“candele” a una distanza di 1 m equivalgono a meno 14,2, il che significa che una candela alla distanza specificata si illumina più luminosa della Luna piena di 2.514.2-12.6, cioè quattro volte.

Potrebbe anche essere interessante notare che il faro di un faro aereo con una potenza di 2 miliardi di candele sarebbe visibile dalla distanza della Luna come una stella di magnitudine 4½, cioè potrebbe essere distinta ad occhio nudo.

Il vero splendore delle stelle e del sole

Tutte le stime di lucentezza che abbiamo fatto finora si sono riferite solo alla loro luminosità apparente. I numeri indicati esprimono la brillantezza dei luminari alle distanze alle quali si trova effettivamente ciascuno di essi. Ma sappiamo bene che le stelle non sono ugualmente distanti da noi; La luminosità visibile delle stelle ci dice quindi sia della loro vera luminosità sia della loro distanza da noi – o meglio, né dell'uno né dell'altro, finché non separiamo entrambi i fattori. Nel frattempo, è importante sapere quale sarebbe la luminosità comparativa o, come si suol dire, la “luminosità” di varie stelle se fossero alla stessa distanza da noi.

Ponendo la domanda in questo modo, gli astronomi introducono il concetto di magnitudine “assoluta” delle stelle. La magnitudine assoluta di una stella è quella che la stella avrebbe se si trovasse lontano da noi.

in piedi 10 "parsec". Parsec è una misura speciale di lunghezza utilizzata per le distanze stellari; Della sua origine parleremo separatamente più avanti, qui diremo solo che un parsec è di circa 30.800.000.000.000 di km. Non è difficile calcolare la magnitudine assoluta della stella se si conosce la distanza della stella e si tiene conto che la luminosità dovrebbe diminuire in proporzione al quadrato della distanza1).

Presenteremo al lettore i risultati di solo due di questi calcoli: per Sirio e per il nostro Sole. La magnitudine assoluta di Sirio è +1,3, il Sole è +4,8. Ciò significa che da una distanza di 30.800.000.000.000 di chilometri Sirio brillerebbe per noi come una stella di magnitudine 1,3, e il nostro Sole sarebbe di magnitudine 4,8, cioè più debole di Sirio in termini di magnitudine.

2.5 3.8 2.53.5 25 volte,

2,50,3

sebbene lo splendore visibile del Sole sia 10.000.000.000 di volte maggiore dello splendore di Sirio.

Siamo convinti che il Sole sia lontano dalla stella più luminosa del cielo. Tuttavia, non dobbiamo considerare il nostro Sole come un completo pigmeo tra le stelle che lo circondano: la sua luminosità è ancora superiore alla media. Secondo le statistiche stellari, la luminosità media delle stelle che circondano il Sole fino a una distanza di 10 parsec sono stelle della nona magnitudine assoluta. Poiché la magnitudine assoluta del Sole è 4,8, esso è più luminoso della media delle stelle “vicine”, in

	2,58	2,54,2	50 volte.
	2,53,8

Anche se è 25 volte più fioco di Sirio, il Sole è comunque 50 volte più luminoso della media delle stelle che lo circondano.

La stella più luminosa conosciuta

La massima luminosità è posseduta da una stella di ottava magnitudine inaccessibile a occhio nudo nella costellazione del Dorado, denominata

1) Il calcolo può essere eseguito utilizzando la seguente formula, la cui origine diventerà chiara al lettore quando poco dopo avrà acquisito maggiore familiarità con "parsec" e "parallasse":

Qui M è la magnitudine assoluta della stella, m è la sua magnitudine apparente, π è la parallasse della stella in

secondi. Le trasformazioni consecutive sono le seguenti: 2.5M = 2.5m 100π 2,

M lg 2,5 = m lg 2,5 + 2 + 2 lg π, 0,4 M = 0,4 m +2 + 2 lg π,

M = m + 5 + 5 logπ .

Per Sirio, ad esempio, m = –1.6π = 0",38. Pertanto, il suo valore assoluto

M = –l.6 + 5 + 5 log 0,38 = 1,3.

Lettera latina S. La costellazione del Dorado si trova nell'emisfero meridionale del cielo e non è visibile nella zona temperata del nostro emisfero. La stella in questione fa parte del nostro sistema stellare vicino, la Piccola Nube di Magellano, la cui distanza da noi è stimata essere circa 12.000 volte maggiore della distanza da Sirio. A una distanza così grande, una stella deve avere una luminosità assolutamente eccezionale per apparire anche di ottava magnitudine. Sirio, lanciata altrettanto profondamente nello spazio, brillerebbe come una stella di magnitudine 17, cioè sarebbe appena visibile attraverso il telescopio più potente.

Qual è la luminosità di questa meravigliosa stella? Il calcolo dà il seguente risultato: meno l'ottavo valore. Ciò significa che la nostra stella è in assoluto: 400.000 volte (circa) più luminosa del Sole! Con una luminosità così eccezionale, questa stella, se posta alla distanza di Sirio, apparirebbe più luminosa di nove magnitudini, cioè avrebbe all'incirca la luminosità della Luna al quarto di fase! Una stella che, dalla distanza di Sirio, potrebbe inondare la Terra con una luce così brillante, ha l'innegabile diritto di essere considerata la stella più luminosa a noi conosciuta.

La grandezza dei pianeti nei cieli terrestri e alieni

Torniamo ora al viaggio mentale verso altri pianeti (che abbiamo fatto nella sezione “Cieli alieni”) e valutiamo più accuratamente la brillantezza delle stelle che brillano lì. Innanzitutto indichiamo le magnitudini stellari dei pianeti nel momento della loro massima luminosità nel cielo terrestre. Ecco il segno.

Nel cielo della Terra:

Venere.............................		Saturno..............................
Marte..................................		Urano..................................
Giove...........................		Nettuno.............................
Mercurio......................

Osservandolo, vediamo che Venere è più luminosa di Giove di quasi due magnitudini, cioè 2,52 = 6,25 volte, e Sirio 2,5-2,7 = 13 volte.

(la magnitudine di Sirio è 1,6). Dalla stessa tavoletta è chiaro che il fioco pianeta Saturno è ancora più luminoso di tutte le stelle fisse tranne Sirio e Canopo. Qui troviamo una spiegazione al fatto che i pianeti (Venere, Giove) sono talvolta visibili ad occhio nudo durante il giorno, mentre le stelle durante il giorno sono completamente inaccessibili ad occhio nudo.

Gli astronomi misurano la luminosità, o più precisamente, la brillantezza delle stelle magnitudini stellari. Un termine piuttosto originale, introdotto già nel II secolo aC dall'astronomo greco Ipparco.

Ipparco divideva le stelle in base alla luminosità in sei gradi, in sei magnitudini, chiamando le stelle più luminose stelle di prima grandezza, e quelle più deboli, appena visibili all'occhio, riferite alla sesta magnitudine. Le stelle di luminosità intermedia erano distribuite soggettivamente in base alla magnitudo, "a occhio", in modo che i "passi" delle magnitudini stellari fossero approssimativamente le stesse.

Successivamente si è scoperto che i “passi” soggettivamente uniformi da una magnitudine a quella successiva corrispondono ad un aumento esponenziale della luminosità fisica (flusso luminoso). In altre parole, la brillantezza visibile aumenta SU passo, e la luminosità fisica - V ripetutamente. Questa è la proprietà di tutte le sensazioni fisiologiche; obbediscono alla legge logaritmica: l'intensità della sensazione è proporzionale al logaritmo dell'intensità dello stimolo.

È piacevole che una differenza di 5 unità stellari (indicate come 5 m) corrisponda a una variazione centuplicata del flusso luminoso. Di conseguenza, una grandezza è una variazione del flusso luminoso di circa due volte e mezzo. La stella Vega è stata scelta per magnitudine zero, ma le stelle più luminose non rientravano nella scala e hanno magnitudine negativa: Sirio, Canopo, Alfa Centauri e Arturo.

Quanto maggiore è la magnitudine, cioè quanto più deboli sono le stelle, tanto più ce ne sono. L'analisi del Catalogo delle stelle luminose, che comprende tutte le stelle più luminose di 6,5 m, fornisce un buon rapporto: con un aumento di una magnitudine, il numero di stelle aumenta di 3 volte. Nota: anche qui appare una dipendenza esponenziale! Molti processi in natura sono descritti da esponenziali.

Per vedere questa relazione esponenziale è conveniente utilizzare grafici con scala logaritmica, che è quello che faccio nella seconda figura. Vi furono aggiunte anche le stelle del catalogo dell'Almagesto di Tolomeo (II secolo d.C.), il più antico catalogo sopravvissuto, e del catalogo Ugulbek. In essi, le magnitudini stellari sono determinate con il metodo ipparchiano “a occhio”; tuttavia è chiaro che essi sono, in generale, coerenti con quelli moderni. L'eccesso di stelle di magnitudine 3 e 4 è spiegato da una sovrastima della luminosità delle stelle fioche. Inoltre, è chiaramente visibile che gli antichi astronomi omettevano un numero enorme di stelle più deboli di 5a e 6a magnitudine.

Descrizione

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Descrizione della tabella

Tavolo include il numero di stelle più luminose di una certa magnitudine.

Magnitudo stellare Magnitudo stellare limite. Catalogare stelle luminose Il numero di stelle più luminose di una data magnitudine dal Catalogo delle stelle luminose. Almagesto Il numero di stelle più luminose della magnitudine indicata nel catalogo dell'Almagesto. Ulugbek Il numero di stelle più luminose della magnitudine specificata dal catalogo di Ulugbek.

Primo grafico mostra la dipendenza del numero di stelle più luminose della magnitudine dalla magnitudine.

Secondo grafico mostra la dipendenza del numero di stelle più luminose della magnitudine dalla magnitudine nella scala logaritmica per vari cataloghi.

Grandezza	Catalogo delle stelle luminose	Almagesto	Ulugbek
-1.0	1
-0.5	2
0.0	4
0.5	10
1.0	15	14	15
1.5	23
2.0	50	54	50
2.5	93
3.0	174	249	252
3.5	287
4.0	518	726	678
4.5	904
5.0	1630	961	934
5.5	2887
6.0	5080	1010	1013
6.5	8404

(da Wikipedia)

La magnitudine stellare è una caratteristica numerica di un oggetto nel cielo, molto spesso una stella, che mostra quanta luce arriva da esso al punto in cui si trova l'osservatore.

Visibile (visivo)

Il moderno concetto di magnitudine apparente viene fatto corrispondere alle magnitudini assegnate alle stelle dall'antico astronomo greco Ipparco nel II secolo a.C. e. Ipparco divise tutte le stelle in sei magnitudini. Chiamò le stelle più luminose di prima magnitudine, le stelle più fioche di sesta magnitudine. Ha distribuito uniformemente i valori intermedi tra le stelle rimanenti.

La magnitudine apparente della stella dipende non solo da quanta luce emette l'oggetto, ma anche da quanto è lontano dall'osservatore. La magnitudo apparente è considerata un'unità di misura splendore stelle, e maggiore è la brillantezza, minore è la magnitudine e viceversa.

Nel 1856, N. Pogson propose una formalizzazione della scala di magnitudo. La magnitudine apparente è determinata dalla formula:

Dove IO- flusso luminoso dall'oggetto, C- costante.

Poiché questa scala è relativa, il suo punto zero (0 m) è definito come la luminosità di una stella il cui flusso luminoso è pari a 10³ quanti /(cm² s Å) in luce verde (scala UBV) o 10 6 quanti /(cm²· s·Å) nell'intera gamma visibile della luce. Una stella a 0 m fuori dall'atmosfera terrestre crea un'illuminazione di 2,54·10 −6 lux.

La scala delle magnitudo è logaritmica, poiché le variazioni di luminosità dello stesso numero di volte vengono percepite come identiche (legge di Weber-Fechner). Inoltre, poiché Ipparco decise che l'entità degli argomenti meno più di una stella più luminoso, la formula contiene un segno meno.

Le seguenti due proprietà aiutano a utilizzare le magnitudini apparenti nella pratica:

1. Un aumento del flusso luminoso di 100 volte corrisponde ad una diminuzione della magnitudine stellare apparente di esattamente 5 unità.
2. Una diminuzione della magnitudine stellare di una unità significa un aumento del flusso luminoso di 10 1/2,5 = 2,512 volte.

Al giorno d'oggi, la magnitudine apparente viene utilizzata non solo per le stelle, ma anche per altri oggetti, come la Luna, il Sole e i pianeti. Poiché possono essere più luminosi della stella più luminosa, possono avere una magnitudine apparente negativa.

La magnitudine apparente dipende dalla sensibilità spettrale del ricevitore di radiazioni (occhio, rilevatore fotoelettrico, lastra fotografica, ecc.)

• Visivo magnitudo ( V O M v ) è determinato dallo spettro di sensibilità dell'occhio umano (luce visibile), che ha una sensibilità massima alla lunghezza d'onda di 555 nm. o fotograficamente con un filtro arancione.

• Fotografico o magnitudo “blu” ( B O M P ) viene determinato misurando fotometricamente l'immagine di una stella su una lastra fotografica sensibile al blu e raggi ultravioletti, oppure utilizzando un fotomoltiplicatore antimonio-cesio con filtro blu.

• Ultravioletto magnitudo ( U) ha un massimo nell'ultravioletto ad una lunghezza d'onda di circa 350 nm.

Differenze di magnitudo di un oggetto in intervalli diversi UB-B E B-V sono indicatori integrali del colore di un oggetto; più sono grandi, più l'oggetto è rosso.

• Bolometrico la magnitudine corrisponde alla potenza di radiazione totale della stella, cioè alla potenza sommata sull'intero spettro di radiazione. Per misurarlo viene utilizzato un dispositivo speciale: un bolometro.

assoluto

Magnitudo assoluta (M ) è definita come la magnitudine apparente di un oggetto se fosse situato ad una distanza di 10 parsec dall'osservatore. La magnitudine bolometrica assoluta del Sole è +4,7. Se si conoscono la magnitudine apparente e la distanza dall'oggetto, la magnitudine assoluta può essere calcolata utilizzando la formula:

Dove D 0 = 10 pz ≈ 32.616 anni luce.

Di conseguenza, se si conoscono la magnitudo apparente e quella assoluta, la distanza può essere calcolata utilizzando la formula

La magnitudine assoluta è legata alla luminosità dalla seguente relazione: dove e sono la luminosità e la magnitudine assoluta del Sole.

Grandezze di alcuni oggetti

Un oggetto	M
Sole	−26,7
Luna piena	−12,7
Iridium Flash (massimo)	−9,5
Supernova 1054 (massimo)	−6,0
Venere (massimo)	−4,4
Terra (guardando dal Sole)	−3,84
Marte (massimo)	−3,0
Giove (massimo)	−2,8
Stazione Spaziale Internazionale (massimo)	−2
Mercurio (massimo)	−1,9
Galassia di Andromeda	+3,4
Prossima Centauri	+11,1
Il quasar più luminoso	+12,6
Le stelle più deboli visibili ad occhio nudo	da +6 a +7
L'oggetto più debole catturato da un telescopio terrestre di 8 metri	+27
L'oggetto più debole catturato dal telescopio spaziale Hubble	+30

Un oggetto	Costellazione	M
Sirio	Grande cane	−1,47
Canopo	Chiglia	−0,72
α Centauri	Centauro	−0,27
Arturo	Stivaletti	−0,04
Vega	Lira	0,03
Cappella	Auriga	+0,08
Rigel	Orione	+0,12
Procione	Piccolo cane	+0,38
Achernar	Eridano	+0,46
Betelgeuse	Orione	+0,50
Altair	Aquila	+0,75
Aldebaran	Toro	+0,85
Antares	Scorpione	+1,09
Polluce	Gemelli	+1,15
Fomalhaut	pesce del sud	+1,16
Deneb	cigno	+1,25
Regolo	un leone	+1,35

Il sole da diverse distanze