Magnitude apparente - Apparent magnitude

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Asteroid 65 Cybele et deux étoiles, avec leurs magnitudes étiquetées

La magnitude apparente ( m ) est une mesure de la luminosité d'une étoile ou d'un autre objet astronomique observé depuis la Terre . La magnitude apparente d'un objet dépend de sa luminosité intrinsèque , de sa distance par rapport à la Terre et de toute extinction de la lumière de l'objet causée par la poussière interstellaire le long de la ligne de visée de l'observateur.

Sauf indication contraire, le mot magnitude en astronomie fait généralement référence à la magnitude apparente d'un objet céleste. L'échelle de magnitude remonte à l'ancien astronome Ptolémée , dont le catalogue d'étoiles listait les étoiles de la 1ère magnitude (la plus brillante) à la 6ème magnitude (la plus faible). L'échelle moderne a été mathématiquement définie de manière à correspondre étroitement à ce système historique.

L'échelle est logarithmique inverse : plus un objet est lumineux, plus son nombre de magnitude est bas . Une différence d'amplitude de 1,0 correspond à un rapport de luminosité d' environ 2,512. Par exemple, une étoile de magnitude 2,0 est 2,512 fois plus brillante qu'une étoile de magnitude 3,0, 6,31 fois plus brillante qu'une étoile de magnitude 4,0 et 100 fois plus brillante qu'une étoile de magnitude 7,0.

Les objets astronomiques les plus brillants ont des magnitudes apparentes négatives: par exemple, Vénus à −4,2 ou Sirius à −1,46. Les étoiles les plus faibles visibles à l'œil nu la nuit la plus sombre ont des magnitudes apparentes d'environ +6,5, bien que cela varie en fonction de la vue d'une personne et de l'altitude et des conditions atmosphériques. Les magnitudes apparentes des objets connus vont du Soleil à -26,7 à des objets dans des images profondes du télescope spatial Hubble d'environ magnitude +30.

La mesure de la grandeur apparente est appelée photométrie . Les mesures photométriques sont effectuées dans les bandes de longueur d' onde ultraviolette , visible ou infrarouge à l' aide de filtres passe- bande standards appartenant à des systèmes photométriques tels que le système UBV ou le système Strömgren uvbyβ .

La magnitude absolue est une mesure de la luminosité intrinsèque d'un objet céleste plutôt que de sa luminosité apparente et est exprimée sur la même échelle logarithmique inverse. La magnitude absolue est définie comme la magnitude apparente qu'une étoile ou un objet aurait s'il était observé à une distance de 10 parsecs (3,1 × 10 14 kilomètres). Lorsqu'on se réfère uniquement à la "magnitude", on entend normalement une grandeur apparente plutôt qu'une grandeur absolue.

L'histoire

Visible à l' œil humain
typique

Magnitude
apparente
Bright-
ness par
rapport
à Vega
Nombre d'étoiles
(autres que Soleil )
plus brillantes que
la magnitude apparente
dans le ciel nocturne
Oui −1,0 251% 1 ( Sirius )
0 0,0 100% 4
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
Non 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

L'échelle utilisée pour indiquer la magnitude provient de la pratique hellénistique de division des étoiles visibles à l'œil nu en six magnitudes . Les étoiles les plus brillantes du ciel nocturne étaient dites de première magnitude ( m = 1), tandis que les plus faibles étaient de sixième magnitude ( m = 6), qui est la limite de la perception visuelle humaine (sans l'aide d'un télescope ). Chaque degré de grandeur a été considéré comme deux fois la luminosité du degré suivant (une échelle logarithmique ), bien que ce rapport soit subjectif car aucun photodétecteur n'existait. Cette échelle plutôt grossière de la luminosité des étoiles a été popularisée par Ptolémée dans son Almagest et on pense généralement qu'elle provient d' Hipparque . Cela ne peut pas être prouvé ou réfuté car le catalogue d'étoiles original d'Hipparque est perdu. Le seul texte conservé par Hipparque lui-même (un commentaire d'Aratus) montre clairement qu'il n'avait pas de système pour décrire les luminosités avec des nombres: il utilise toujours des termes comme «grand» ou «petit», «clair» ou «faible» ou même descriptions comme "visible à la pleine lune".

En 1856, Norman Robert Pogson a officialisé le système en définissant une étoile de première magnitude comme une étoile 100 fois plus brillante qu'une étoile de sixième magnitude, établissant ainsi l'échelle logarithmique toujours utilisée aujourd'hui. Cela implique qu'une étoile de magnitude m est environ 2,512 fois plus brillante qu'une étoile de magnitude m + 1 . Ce chiffre, la cinquième racine de 100 , est devenu le rapport de Pogson. Le point zéro de l'échelle de Pogson a été défini à l'origine en attribuant à Polaris une magnitude d'exactement 2. Les astronomes ont découvert plus tard que Polaris est légèrement variable, ils sont donc passés à Vega comme étoile de référence standard, attribuant la luminosité de Vega comme définition de la magnitude zéro à toute longueur d'onde spécifiée.

En dehors de petites corrections, la luminosité de Vega sert toujours de définition de magnitude nulle pour les longueurs d' onde visibles et proche infrarouge , où sa distribution d'énergie spectrale (SED) se rapproche étroitement de celle d'un corps noir pour une température de 11 000  K . Cependant, avec l'avènement de l'astronomie infrarouge, il a été révélé que le rayonnement de Vega comprend un excès infrarouge probablement dû à un disque circumstellaire constitué de poussière à des températures chaudes (mais beaucoup plus froides que la surface de l'étoile). À des longueurs d'onde plus courtes (par exemple visibles), il y a une émission négligeable de poussière à ces températures. Cependant, afin d'étendre correctement l'échelle de magnitude plus loin dans l'infrarouge, cette particularité de Vega ne doit pas affecter la définition de l'échelle de magnitude. Par conséquent, l'échelle de magnitude a été extrapolée à toutes les longueurs d'onde sur la base de la courbe de rayonnement du corps noir pour une surface stellaire idéale à 11 000  K non contaminé par le rayonnement circumstellaire. Sur cette base, l' irradiance spectrale (généralement exprimée en janskys ) pour le point d'amplitude zéro, en fonction de la longueur d'onde, peut être calculée. De petits écarts sont spécifiés entre les systèmes utilisant des appareils de mesure développés indépendamment afin que les données obtenues par différents astronomes puissent être correctement comparées, mais la définition de la grandeur non pas à une seule longueur d'onde, mais s'appliquant à la réponse des filtres spectraux standard utilisés en photométrie , est d'une importance pratique plus grande sur différentes bandes de longueurs d'onde.

Magnitudes limites pour l'observation visuelle à fort grossissement

Ouverture du télescope
(mm)
Limitation de la
magnitude
35 11,3
60 12,3
102 13,3
152 14,1
203 14,7
305 15,4
406 15,7
508 16,4

Avec les systèmes d'amplitude modernes, la luminosité sur une très large plage est spécifiée selon la définition logarithmique détaillée ci-dessous, en utilisant cette référence zéro. En pratique, ces grandeurs apparentes ne dépassent pas 30 (pour des mesures détectables). La luminosité de Vega est dépassée par quatre étoiles dans le ciel nocturne aux longueurs d'onde visibles (et plus aux longueurs d'onde infrarouges) ainsi que les planètes lumineuses Vénus, Mars et Jupiter, et celles-ci doivent être décrites par des magnitudes négatives . Par exemple, Sirius , l'étoile la plus brillante de la sphère céleste , a une magnitude de -1,4 dans le visible. Les magnitudes négatives pour d'autres objets astronomiques très brillants peuvent être trouvées dans le tableau ci - dessous.

Les astronomes ont développé d'autres systèmes photométriques de points zéros comme alternatives au système Vega. Le plus largement utilisé est le système d' amplitude AB , dans lequel les points zéros photométriques sont basés sur un spectre de référence hypothétique ayant un flux constant par intervalle de fréquence unitaire , plutôt que d'utiliser un spectre stellaire ou une courbe du corps noir comme référence. Le point zéro de la magnitude AB est défini de telle sorte que les magnitudes AB et Vega d'un objet soient approximativement égales dans la bande de filtre V.

La mesure

La mesure de précision de la grandeur (photométrie) nécessite l'étalonnage de l'appareil de détection photographique ou (généralement) électronique. Cela implique généralement l'observation simultanée, dans des conditions identiques, d'étoiles standard dont la magnitude à l'aide de ce filtre spectral est connue avec précision. De plus, comme la quantité de lumière réellement reçue par un télescope est réduite en raison de la transmission à travers l' atmosphère terrestre , les masses d' air de la cible et des étoiles d'étalonnage doivent être prises en compte. Typiquement, on observerait quelques étoiles différentes de magnitude connue qui sont suffisamment similaires. Les étoiles calibratrices proches dans le ciel de la cible sont privilégiées (pour éviter de grandes différences dans les trajectoires atmosphériques). Si ces étoiles ont des angles de zénith ( altitudes ) quelque peu différents, un facteur de correction en fonction de la masse d'air peut être dérivé et appliqué à la masse d'air à la position de la cible. Un tel étalonnage permet d'obtenir les luminosités qui seraient observées au-dessus de l'atmosphère, où la grandeur apparente est définie.

Calculs

Image de 30 Doradus prise par
VISTA de l ' ESO . Cette nébuleuse a une magnitude visuelle de 8.
Graphique de la luminosité relative en fonction de la magnitude

Plus un objet apparaît plus sombre, plus la valeur numérique donnée à sa magnitude est élevée, avec une différence de 5 magnitudes correspondant à un facteur de luminosité d'exactement 100. Par conséquent, la magnitude m , dans la bande spectrale x , serait donnée par

qui est plus communément exprimé en termes de logarithmes communs (base 10) comme

F x est la densité de flux observée à l' aide du filtre spectral x , et F x , 0 est le flux de référence (point zéro) pour ce filtre photométrique . Puisqu'une augmentation de 5 magnitudes correspond à une diminution de la luminosité d'un facteur d'exactement 100, chaque augmentation de magnitude implique une diminution de la luminosité par le facteur (rapport de Pogson). En inversant la formule ci-dessus, une différence d'amplitude m 1 - m 2 = Δ m implique un facteur de luminosité de

Exemple: Soleil et Lune

Quel est le rapport de luminosité entre le soleil et la pleine lune ?

La magnitude apparente du Soleil est de -26,74 (plus clair) et la magnitude moyenne de la pleine lune est de -12,74 (plus faible).

Différence de grandeur:

Facteur de luminosité:

Le soleil apparaît sur 400 000 fois plus lumineux que la pleine lune.

Addition de magnitude

Parfois, on peut souhaiter ajouter des luminosités. Par exemple, la photométrie sur des étoiles doubles étroitement séparées peut seulement être en mesure de produire une mesure de leur rendement lumineux combiné. Comment pourrions-nous évaluer la magnitude combinée de cette étoile double en ne connaissant que les magnitudes des composants individuels? Cela peut être fait en ajoutant les luminosités (en unités linéaires) correspondant à chaque grandeur.

Résoudre les rendements

m f est la grandeur résultante après addition des brillances désignées par m 1 et m 2 .

Magnitude bolométrique apparente

Alors que la magnitude fait généralement référence à une mesure dans une bande de filtre particulière correspondant à une certaine plage de longueurs d'onde, la magnitude bolométrique apparente ou absolue (m bol ) est une mesure de la luminosité apparente ou absolue d'un objet intégrée sur toutes les longueurs d'onde du spectre électromagnétique (également connue comme irradiance ou puissance de l'objet , respectivement). Le point zéro de l'échelle de magnitude bolométrique apparente est basé sur la définition qu'une magnitude bolométrique apparente de 0 mag équivaut à une irradiance reçue de 2,518 × 10 -8 watts par mètre carré (W · m -2 ).

Magnitude absolue

Alors que la magnitude apparente est une mesure de la luminosité d'un objet vue par un observateur particulier, la magnitude absolue est une mesure de la luminosité intrinsèque d'un objet. Le flux diminue avec la distance selon une loi du carré inverse , de sorte que la magnitude apparente d'une étoile dépend à la fois de sa luminosité absolue et de sa distance (et de toute extinction). Par exemple, une étoile à une distance aura la même magnitude apparente qu'une étoile quatre fois plus brillante à deux fois cette distance. En revanche, la luminosité intrinsèque d'un objet astronomique, ne dépend pas de la distance de l'observateur ou de toute extinction .

La magnitude absolue M , d'une étoile ou d'un objet astronomique est définie comme la magnitude apparente qu'elle aurait vue à une distance de 10 parsecs (33  ly ). La magnitude absolue du Soleil est de 4,83 dans la bande V (visuel), 4,68 dans la bande G du satellite Gaia (vert) et 5,48 dans la bande B (bleu).

Dans le cas d'une planète ou d'un astéroïde, la magnitude absolue H signifie plutôt la magnitude apparente qu'elle aurait si elle était à 1 unité astronomique (150000000 km) à la fois de l'observateur et du Soleil, et entièrement éclairée à l'opposition maximale (une configuration qui est seulement théoriquement réalisable, avec l'observateur situé à la surface du Soleil).

Valeurs de référence standard

Magnitudes et flux apparents standard pour les bandes typiques
Bande λ
(μm)
Δ λ / λ
( FWHM )
Flux à m = 0 , F x , 0
Jy 10 −20  erg / (s · cm 2 · 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
je 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 0 670 0,67
L 3,50
g 0,52 0,14 3730 3,73
r 0,67 0,14 4490 4,49
je 0,79 0,16 4760 4,76
z 0,91 0,13 4810 4,81

L'échelle de magnitude est une échelle logarithmique inversée. Une idée fausse courante est que la nature logarithmique de l'échelle est due au fait que l'œil humain lui-même a une réponse logarithmique. À l'époque de Pogson, on pensait que c'était vrai (voir la loi de Weber-Fechner ), mais on croit maintenant que la réponse est une loi de puissance (voir la loi de puissance de Stevens ).

L'ampleur est compliquée par le fait que la lumière n'est pas monochromatique . La sensibilité d'un détecteur de lumière varie en fonction de la longueur d'onde de la lumière, et la façon dont elle varie dépend du type de détecteur de lumière. Pour cette raison, il est nécessaire de spécifier comment la grandeur est mesurée pour que la valeur soit significative. À cette fin, le système UBV est largement utilisé, dans lequel la magnitude est mesurée dans trois bandes de longueurs d'onde différentes: U (centré à environ 350 nm, dans le proche ultraviolet ), B (environ 435 nm, dans la région bleue) et V ( environ 555 nm, au milieu de la portée visuelle humaine à la lumière du jour). La bande V a été choisie à des fins spectrales et donne des magnitudes correspondant étroitement à celles vues par l'œil humain. Lorsqu'une grandeur apparente est discutée sans autre précision, la grandeur V est généralement comprise.

Parce que les étoiles plus froides, telles que les géantes rouges et les naines rouges , émettent peu d'énergie dans les régions bleue et UV du spectre, leur puissance est souvent sous-représentée par l'échelle UBV. En effet, certaines étoiles de classe L et T ont une magnitude estimée bien supérieure à 100, car elles émettent extrêmement peu de lumière visible, mais sont plus puissantes dans l' infrarouge .

Les mesures de grandeur nécessitent un traitement prudent et il est extrêmement important de mesurer comme avec le même. Sur les pellicules photographiques orthochromatiques (sensibles au bleu) du début du XXe siècle et plus anciennes , les luminosités relatives de la supergéante bleue Rigel et de l'étoile variable irrégulière supergéante rouge Bételgeuse (au maximum) sont inversées par rapport à ce que les yeux humains perçoivent, car ce film archaïque est plus sensible à la lumière bleue qu'à la lumière rouge. Les magnitudes obtenues à partir de cette méthode sont connues sous le nom de magnitudes photographiques et sont maintenant considérées comme obsolètes.

Pour les objets dans la Voie lactée avec une magnitude absolue donnée, 5 est ajouté à la magnitude apparente pour chaque décuplement de la distance à l'objet. Pour les objets à de très grandes distances (bien au-delà de la Voie lactée), cette relation doit être ajustée pour les décalages vers le rouge et pour les mesures de distance non euclidiennes dues à la relativité générale .

Pour les planètes et autres corps du système solaire, la magnitude apparente est dérivée de sa courbe de phase et des distances au Soleil et à l'observateur.

Liste des grandeurs apparentes

Magnitudes visuelles apparentes des objets célestes
Magnitude
apparente
(V)
Objet Vu de ... Remarques
−67,57 sursaut gamma GRB 080319B vu de 1  UA loin
−40,07 étoile Zeta 1 Scorpii vu de 1 UA loin
−39,66 étoile R136a1 vu de 1 UA loin
−38,00 étoile Rigel vu de 1 UA loin Il serait vu comme un grand disque bleuâtre très brillant de 35 ° de diamètre apparent.
−30,30 étoile Sirius A vu de 1 UA loin
−29,30 étoile soleil vu de Mercure au périhélie
−27,40 étoile soleil vu de Vénus au périhélie
−26,74 étoile soleil vu de la Terre Environ 400000 fois plus lumineux que la pleine lune moyenne
−25,60 étoile soleil vu de Mars à l' aphélie
−25,00 Luminosité minimale qui provoque une légère douleur oculaire typique à regarder
−23,00 étoile soleil vu de Jupiter à l'aphélie
−21,70 étoile soleil vu de Saturne à l'aphélie
−20,20 étoile soleil vu d' Uranus à l'aphélie
−19,30 étoile soleil vu de Neptune
−18,20 étoile soleil vu de Pluton à l'aphélie
−16,70 étoile soleil vu d' Eris à l'aphélie
−14,20 Un niveau d'éclairage de 1 lux
−12,90 pleine lune vu de la Terre au périhélie luminosité maximale du périgée + périhélie + pleine lune (la valeur moyenne de la distance est de -12,74, bien que les valeurs soient d'environ 0,18 magnitude plus brillantes en incluant l' effet d'opposition )
−12,40 Bételgeuse vu de la Terre quand il passe en supernova
−11,20 étoile soleil vu de Sedna à l'aphélie
−10,00 Comète Ikeya – Seki (1965) vu de la Terre qui était le Kreutz Sungrazer le plus brillant des temps modernes
−9,50 Éclat d'iridium (satellite) vu de la Terre luminosité maximale
−7,50 supernova de 1006 vu de la Terre l'événement stellaire le plus brillant de l'histoire enregistrée (à 7200 années-lumière)
−6,50 La magnitude totale intégrée du ciel nocturne vu de la Terre
−6,00 Crabe Supernova de 1054 vu de la Terre (À 6500 années-lumière)
−5,90 Station spatiale internationale vu de la Terre quand l'ISS est à son périgée et entièrement éclairée par le Soleil
−4,92 planète Vénus vu de la Terre luminosité maximale lorsqu'il est éclairé comme un croissant
−4,14 planète Vénus vu de la Terre luminosité moyenne
−4 Objets les plus faibles observables pendant la journée à l'œil nu lorsque le soleil est haut
−3,99 star Epsilon Canis Majoris vu de la Terre luminosité maximale d'il y a 4,7 millions d'années, l' étoile la plus brillante historique des cinq derniers millions d'années
−2,98 planète Vénus vu de la Terre luminosité minimale quand il est de l'autre côté du soleil
−2,94 planète Jupiter vu de la Terre luminosité maximale
−2,94 planète Mars vu de la Terre luminosité maximale
−2,5 Objets les plus faibles visibles pendant la journée à l'œil nu lorsque le soleil est à moins de 10 ° au-dessus de l'horizon
−2,50 nouvelle lune vu de la Terre luminosité minimale
−2,48 planète Mercure vu de la Terre luminosité maximale à une conjonction supérieure (contrairement à Vénus, Mercure est à son plus brillant lorsqu'il est de l'autre côté du Soleil, la raison étant leurs différentes courbes de phase)
−2,20 planète Jupiter vu de la Terre luminosité moyenne
−1,66 planète Jupiter vu de la Terre luminosité minimale
−1,47 système stellaire Sirius vu de la Terre Étoile la plus brillante sauf le Soleil aux longueurs d'onde visibles
−0,83 étoile Eta Carinae vu de la Terre luminosité apparente comme imposteur de supernova en avril 1843
−0,72 étoile Canopus vu de la Terre 2ème étoile la plus brillante du ciel nocturne
−0,55 planète Saturne vu de la Terre luminosité maximale près de l'opposition et du périhélie lorsque les anneaux sont orientés vers la Terre
−0,3 La comète de Halley vu de la Terre Magnitude apparente attendue au passage de 2061
−0,27 système stellaire Alpha Centauri AB vu de la Terre Magnitude combinée (3e étoile la plus brillante du ciel nocturne)
−0,04 étoile Arcturus vu de la Terre 4e étoile la plus brillante à l'œil nu
−0,01 étoile Alpha Centauri A vu de la Terre 4e étoile individuelle la plus brillante visible télescopiquement dans le ciel nocturne
+0.03 étoile Vega vu de la Terre qui a été initialement choisie comme définition du point zéro
+0,23 planète Mercure vu de la Terre luminosité moyenne
+0,50 étoile soleil vu d'Alpha Centauri
+0,46 planète Saturne vu de la Terre luminosité moyenne
+0,71 planète Mars vu de la Terre luminosité moyenne
+1,17 planète Saturne vu de la Terre luminosité minimale
+1,86 planète Mars vu de la Terre luminosité minimale
+1,98 étoile Polaris vu de la Terre luminosité moyenne
+3.03 supernova SN 1987A vu de la Terre dans le Grand Nuage de Magellan (à 160000 années-lumière)
+3 à +4 Les étoiles les plus pâles visibles dans un quartier urbain à l'œil nu
+3,44 Galaxie d'Andromède vu de la Terre M31
+4 Nébuleuse d'Orion vu de la Terre M42
+4,38 lune Ganymède vu de la Terre luminosité maximale (lune de Jupiter et la plus grande lune du système solaire)
+4,50 cluster ouvert M41 vu de la Terre un amas ouvert qui a pu être vu par Aristote
+4,5 Galaxie sphéroïdale naine Sagittaire vu de la Terre
+5,20 astéroïde Vesta vu de la Terre luminosité maximale
+5,38 planète Uranus vu de la Terre luminosité maximale
+5,68 planète Uranus vu de la Terre luminosité moyenne
+5,72 galaxie spirale M33 vu de la Terre qui est utilisé comme test pour voir à l' œil nu sous un ciel sombre
+5,8 sursaut gamma GRB 080319B vu de la Terre Magnitude visuelle du pic (l '"événement Clarke") vu sur Terre le 19 mars 2008 à une distance de 7,5 milliards d'années-lumière.
+6.03 planète Uranus vu de la Terre luminosité minimale
+6,49 l'astéroïde Pallas vu de la Terre luminosité maximale
+6,5 Limite approximative des étoiles observées par un observateur moyen à l' œil nu dans de très bonnes conditions. Il y a environ 9500 étoiles visibles au mag 6.5.
+6,64 planète naine Ceres vu de la Terre luminosité maximale
+6,75 Iris astéroïde vu de la Terre luminosité maximale
+6,90 galaxie spirale M81 vu de la Terre Il s'agit d'une cible extrême pour les yeux nus qui pousse la vue humaine et l'échelle de Bortle à la limite
+7 à +8 Limite extrême à l'œil nu, classe 1 sur l'échelle de Bortle , le ciel le plus sombre disponible sur Terre
+7,25 planète Mercure vu de la Terre luminosité minimale
+7,67 planète Neptune vu de la Terre luminosité maximale
+7,78 planète Neptune vu de la Terre luminosité moyenne
+8,00 planète Neptune vu de la Terre luminosité minimale
+8,10 lune Titan vu de la Terre luminosité maximale; la plus grande lune de Saturne; magnitude d'opposition moyenne 8,4
+8,29 star UY Scuti vu de la Terre Luminosité maximale; une des plus grandes étoiles connues par rayon
+8,94 astéroïde 10 Hygiea vu de la Terre luminosité maximale
+9,50 Objets les plus faibles visibles à l'aide de jumelles 7 × 50 courantes dans des conditions typiques
+10,20 lune Iapetus vu de la Terre luminosité maximale, plus brillante à l'ouest de Saturne et prend 40 jours pour changer de côté
+11,05 étoile Proxima Centauri vu de la Terre 2ème étoile la plus proche
+11,8 lune Phobos vu de la Terre Luminosité maximale; lune la plus brillante de Mars
+12,23 étoile R136a1 vu de la Terre L'étoile la plus lumineuse et la plus massive connue
+12,89 lune Deimos vu de la Terre Luminosité maximale
+12,91 quasar 3C 273 vu de la Terre le plus brillant ( distance de luminosité de 2,4 milliards d' années-lumière )
+13,42 lune Triton vu de la Terre Luminosité maximale
+13,65 planète naine Pluton vu de la Terre luminosité maximale, 725 fois plus faible que le ciel à l'œil nu de magnitude 6,5
+13,9 lune Titania vu de la Terre Luminosité maximale; lune la plus brillante d'Uranus
+14,1 étoile WR 102 vu de la Terre Étoile connue la plus chaude
+15,4 centaure Chiron vu de la Terre luminosité maximale
+15,55 lune Charon vu de la Terre luminosité maximale (la plus grande lune de Pluton)
+16,8 planète naine Makemake vu de la Terre Luminosité d' opposition actuelle
+17,27 planète naine Haumea vu de la Terre Luminosité d'opposition actuelle
+18,7 planète naine Eris vu de la Terre Luminosité d'opposition actuelle
+19,5 Objets les plus faibles observables avec le télescope Catalina Sky Survey de 0,7 mètre en utilisant une exposition de 30 secondes et également la magnitude limite approximative du système de dernière alerte à impact terrestre d'astéroïde (ATLAS)
+20,7 lune Callirrhoe vu de la Terre (petit satellite ≈8 km de Jupiter)
+22 Objets les plus faibles observables en lumière visible avec un télescope Ritchey-Chrétien de 600 mm (24 ″) avec 30 minutes d'images empilées (6 sous-trames à 5 minutes chacune) à l'aide d'un détecteur CCD
+22,8 Luhman 16 vu de la Terre Naines brunes les plus proches (Luhman 16A = 23,25, Luhman 16B = 24,07)
+22,91 lune Hydra vu de la Terre luminosité maximale de la lune de Pluton
+23,38 lune Nix vu de la Terre luminosité maximale de la lune de Pluton
+24 Objets les plus faibles observables avec le télescope Pan-STARRS de 1,8 mètre avec une exposition de 60 secondes Il s'agit actuellement de la magnitude limite des levés astronomiques automatisés .
+25,0 lune Fenrir vu de la Terre (petit satellite de Saturne ≈4 km)
+27,7 Objets les plus faibles observables avec un seul télescope terrestre de 8 mètres tel que le télescope Subaru sur une image de 10 heures
+28,2 Comète de Halley vu de la Terre (2003) en 2003 quand il était 28 AU (4200000000 km) du Soleil, imagé en utilisant 3 de 4 portées individuelles synchronisées dans l' ESO « est le très grand télescope tableau avec un temps d'exposition totale d'environ 9 heures
+28,4 astéroïde 2003 BH 91 vu de l'orbite terrestre magnitude observée d'un objet de ≈15 kilomètres de la ceinture de Kuiper Vu par le télescope spatial Hubble (HST) en 2003, l'astéroïde le plus sombre connu directement observé.
+31,5 Objets les plus faibles observables en lumière visible avec le télescope spatial Hubble via le champ EXtreme Deep avec ~ 23 jours de temps d'exposition collectés sur 10 ans
+34 Objets les plus faibles observables en lumière visible avec le télescope spatial James Webb
+35 astéroïde sans nom vu de l'orbite terrestre magnitude attendue de l'astéroïde le plus faible connu, un objet de la ceinture de Kuiper de 950 mètres découvert par le HST passant devant une étoile en 2009.
+35 étoile LBV 1806-20 vu de la Terre une étoile variable bleue lumineuse, de magnitude attendue aux longueurs d'onde visibles en raison de l' extinction interstellaire

Certaines des grandeurs énumérées sont approximatives. La sensibilité du télescope dépend du temps d'observation, de la bande passante optique et de la lumière parasite de la diffusion et de la lueur de l'air .

Voir également

Références

Liens externes