Scheinbare Größe - Apparent magnitude

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Asteroid 65 Cybele und zwei Sterne, deren Größen beschriftet sind

Die scheinbare Größe ( m ) ist ein Maß für die Helligkeit eines Sterns oder eines anderen astronomischen Objekts , das von der Erde aus beobachtet wird . Die scheinbare Größe eines Objekts hängt von seiner inneren Leuchtkraft , seiner Entfernung von der Erde und jeglicher Auslöschung des Objektlichts ab, die durch interstellaren Staub entlang der Sichtlinie zum Betrachter verursacht wird.

Das Wort Größe in der Astronomie bezieht sich, sofern nicht anders angegeben, normalerweise auf die scheinbare Größe eines Himmelsobjekts. Die Magnitudenskala geht auf den alten Astronomen Ptolemäus zurück , dessen Sternenkatalog Sterne von der 1. Magnitude (hellste) bis zur 6. Magnitude (dunkelste) auflistete. Die moderne Skala wurde mathematisch so definiert, dass sie diesem historischen System genau entspricht.

Die Skala ist umgekehrt logarithmisch : Je heller ein Objekt ist, desto niedriger ist seine Größenzahl . Ein Größenunterschied von 1,0 entspricht einem Helligkeitsverhältnis von oder etwa 2,512. Beispielsweise ist ein Stern der Größe 2,0 2,512-mal heller als ein Stern der Größe 3,0, 6,31-mal heller als ein Stern der Größe 4,0 und 100-mal heller als einer der Stärke 7,0.

Die hellsten astronomischen Objekte haben negative scheinbare Größen: zum Beispiel Venus bei –4,2 oder Sirius bei –1,46. Die schwächsten Sterne, die in der dunkelsten Nacht mit bloßem Auge sichtbar sind, haben scheinbare Größen von etwa +6,5, obwohl dies je nach Sehvermögen einer Person und je nach Höhe und atmosphärischen Bedingungen variiert. Die scheinbaren Größen bekannter Objekte reichen von der Sonne bei –26,7 bis zu Objekten in tiefen Hubble-Weltraumteleskopbildern von etwa +30.

Die Messung der scheinbaren Größe wird als Photometrie bezeichnet . Photometrische Messungen werden im ultravioletten , sichtbaren oder infraroten Wellenlängenbereich unter Verwendung von Standard- Durchlassbandfiltern durchgeführt , die zu photometrischen Systemen wie dem UBV-System oder dem Strömgren- uvbyβ- System gehören .

Die absolute Größe ist eher ein Maß für die intrinsische Leuchtkraft eines Himmelsobjekts als für seine scheinbare Helligkeit und wird auf derselben umgekehrten logarithmischen Skala ausgedrückt. Die absolute Größe ist definiert als die scheinbare Größe, die ein Stern oder Objekt haben würde, wenn er aus einer Entfernung von 10 Parsec (3,1 × 10 14 Kilometer) beobachtet würde. Wenn man sich nur auf "Größe" bezieht, ist normalerweise eher eine scheinbare Größe als eine absolute Größe beabsichtigt.

Geschichte

Sichtbar für das
typische
menschliche
Auge
Scheinbare
Größe
Hell-
ness
relativ
zu Vega
Anzahl der Sterne
(außer Sonne ), die
heller sind als die
scheinbare Größe
am Nachthimmel
Ja −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
Nein 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

Die Skala zur Angabe der Größe stammt aus der hellenistischen Praxis, mit bloßem Auge sichtbare Sterne in sechs Größen zu unterteilen . Die hellsten Sterne am Nachthimmel sollen die erste Größe ( m = 1) haben, während die schwächsten die sechste Größe ( m = 6) hatten, was die Grenze der menschlichen visuellen Wahrnehmung darstellt (ohne die Hilfe eines Teleskops ). Jeder Größengrad wurde als doppelt so hell wie der folgende Grad (eine logarithmische Skala ) angesehen, obwohl dieses Verhältnis subjektiv war, da keine Fotodetektoren existierten. Diese eher grobe Skala für die Helligkeit von Sternen wurde von Ptolemaios in seinem Almagest populär gemacht und es wird allgemein angenommen, dass sie von Hipparchus stammt . Dies kann nicht bewiesen oder widerlegt werden, da Hipparchus 'ursprünglicher Sternenkatalog verloren geht. Der einzige erhaltene Text von Hipparchus selbst (ein Kommentar zu Aratus) dokumentiert eindeutig, dass er kein System hatte, um Helligkeiten mit Zahlen zu beschreiben: Er verwendet immer Begriffe wie "groß" oder "klein", "hell" oder "schwach" oder sogar Beschreibungen wie "sichtbar bei Vollmond".

Im Jahr 1856 formalisierte Norman Robert Pogson das System, indem er einen Stern erster Größe als einen Stern definierte, der 100-mal so hell ist wie ein Stern sechster Größe, und so die heute noch verwendete logarithmische Skala festlegte. Dies impliziert, dass ein Stern der Größe m etwa 2,512-mal so hell ist wie ein Stern der Größe m + 1 . Diese Zahl, die fünfte Wurzel von 100 , wurde als Pogson-Verhältnis bekannt. Der Nullpunkt der Pogson-Skala wurde ursprünglich definiert, indem Polaris eine Größe von genau 2 zugewiesen wurde. Später entdeckten Astronomen, dass Polaris leicht variabel ist, und wechselten daher zu Vega als Standardreferenzstern, wobei sie die Helligkeit von Vega als Definition der Nullgröße bei zuwiesen jede angegebene Wellenlänge.

Abgesehen von kleinen Korrekturen dient die Helligkeit von Vega immer noch als Definition der Größe Null für sichtbare Wellenlängen und Wellenlängen im nahen Infrarot , wobei seine spektrale Energieverteilung (SED) der eines schwarzen Körpers bei einer Temperatur von sehr nahe kommt 11 000  K . Mit dem Aufkommen der Infrarotastronomie wurde jedoch gezeigt, dass Vegas Strahlung einen Infrarotüberschuss enthält, vermutlich aufgrund einer zirkumstellaren Scheibe, die aus Staub bei warmen Temperaturen besteht (aber viel kühler als die Oberfläche des Sterns). Bei kürzeren (zB sichtbaren) Wellenlängen tritt bei diesen Temperaturen eine vernachlässigbare Staubemission auf. Um die Magnitudenskala jedoch ordnungsgemäß weiter in das Infrarot hinein auszudehnen, sollte diese Besonderheit von Vega die Definition der Magnitudenskala nicht beeinflussen. Daher wurde die Magnitudenskala auf der Grundlage der Schwarzkörper-Strahlungskurve für eine ideale Sternoberfläche bei auf alle Wellenlängen extrapoliert 11 000  K nicht durch zirkumstellare Strahlung kontaminiert. Auf dieser Basis kann die spektrale Bestrahlungsstärke (üblicherweise in janskys ausgedrückt ) für den Nullgrößenpunkt als Funktion der Wellenlänge berechnet werden. Kleine Abweichungen werden zwischen Systemen unter Verwendung von Messgeräten spezifiziert, die unabhängig voneinander entwickelt wurden, damit Daten, die von verschiedenen Astronomen erhalten wurden, richtig verglichen werden können. Von größerer praktischer Bedeutung ist jedoch die Definition der Größe nicht bei einer einzelnen Wellenlänge, sondern für die Reaktion von in der Photometrie verwendeten Standardspektralfiltern über verschiedene Wellenlängenbänder.

Grenzwerte für die visuelle Beobachtung bei hoher Vergrößerung
Teleskop
Öffnung
(mm)
Begrenzung der
Größe
35 11.3
60 12.3
102 13.3
152 14.1
203 14.7
305 15.4
406 15.7
508 16.4

Bei den modernen Magnitudensystemen wird die Helligkeit über einen sehr weiten Bereich gemäß der unten beschriebenen logarithmischen Definition unter Verwendung dieser Nullreferenz spezifiziert. In der Praxis überschreiten solche scheinbaren Größen 30 nicht (für nachweisbare Messungen). Die Helligkeit von Vega wird von vier Sternen am Nachthimmel bei sichtbaren Wellenlängen (und mehr bei Infrarotwellenlängen) sowie den hellen Planeten Venus, Mars und Jupiter überschritten, und diese müssen durch negative Größen beschrieben werden . Zum Beispiel hat Sirius , der hellste Stern der Himmelskugel , im sichtbaren Bereich eine Größe von –1,4. Negative Größen für andere sehr helle astronomische Objekte finden Sie in der folgenden Tabelle.

Astronomen haben andere photometrische Nullpunktsysteme als Alternativen zum Vega-System entwickelt. Am weitesten verbreitet ist das AB-Magnitudensystem , bei dem photometrische Nullpunkte auf einem hypothetischen Referenzspektrum mit konstantem Fluss pro Einheitsfrequenzintervall basieren , anstatt ein Sternspektrum oder eine Schwarzkörperkurve als Referenz zu verwenden. Der Nullpunkt der AB-Größe ist so definiert, dass die AB- und Vega-basierten Größen eines Objekts im V-Filterband ungefähr gleich sind.

Messung

Die Präzisionsmessung der Größe (Photometrie) erfordert die Kalibrierung der fotografischen oder (normalerweise) elektronischen Detektionsvorrichtung. Dies beinhaltet im Allgemeinen die gleichzeitige Beobachtung von Standardsternen unter identischen Bedingungen, deren Größe unter Verwendung dieses Spektralfilters genau bekannt ist. Da die tatsächlich von einem Teleskop empfangene Lichtmenge aufgrund der Übertragung durch die Erdatmosphäre verringert wird , müssen außerdem die Luftmassen des Ziels und der Kalibrierungssterne berücksichtigt werden. Typischerweise würde man einige verschiedene Sterne bekannter Größe beobachten, die ausreichend ähnlich sind. Kalibratorsterne nahe am Himmel zum Ziel werden bevorzugt (um große Unterschiede in den atmosphärischen Pfaden zu vermeiden). Wenn diese Sterne etwas unterschiedliche Zenitwinkel ( Höhen ) haben, kann ein Korrekturfaktor als Funktion der Luftmasse abgeleitet und an der Position des Ziels auf die Luftmasse angewendet werden . Eine solche Kalibrierung erhält die Helligkeiten, die von oberhalb der Atmosphäre beobachtet werden würden, wo die scheinbare Größe definiert ist.

Berechnungen

Foto von 30 Doradus genommen von ESO ‚s VISTA . Dieser Nebel hat eine visuelle Größe von 8.
Diagramm der relativen Helligkeit gegenüber der Größe

Je dunkler ein Objekt erscheint, desto höher ist der numerische Wert seiner Größe mit einer Differenz von 5 Größen, die einem Helligkeitsfaktor von genau 100 entspricht. Daher wäre die Größe m im Spektralband x gegeben durch

Dies wird häufiger in Form von gemeinsamen (Basis-10) Logarithmen ausgedrückt als

wobei F x die beobachtete Flussdichte unter Verwendung des Spektralfilters x ist und F x 0 der Referenzfluss (Nullpunkt) für dieses photometrische Filter ist . Da eine Zunahme von 5 Größen einer Abnahme der Helligkeit um einen Faktor von genau 100 entspricht, impliziert jede Zunahme der Größe eine Abnahme der Helligkeit um den Faktor (Pogson-Verhältnis). Invertiert man die obige Formel, impliziert eine Größendifferenz m 1 - m 2 = & Dgr; m einen Helligkeitsfaktor von

Beispiel: Sonne und Mond

Wie ist das Helligkeitsverhältnis zwischen Sonne und Vollmond ?

Die scheinbare Größe der Sonne beträgt –26,74 (heller) und die mittlere Größe des Vollmonds beträgt –12,74 (schwächer).

Größenunterschied:

Helligkeitsfaktor:

Die Sonne erscheint ungefähr 400 000 mal heller als der Vollmond.

Größenaddition

Manchmal möchte man vielleicht Helligkeiten hinzufügen. Beispielsweise kann die Photometrie an eng getrennten Doppelsternen möglicherweise nur eine Messung ihrer kombinierten Lichtleistung erzeugen. Wie würden wir die kombinierte Größe dieses Doppelsterns berechnen, wenn wir nur die Größen der einzelnen Komponenten kennen? Dies kann durch Hinzufügen der Helligkeiten (in linearen Einheiten) erfolgen, die jeder Größe entsprechen.

Nach Erträgen suchen

wobei m f die resultierende Größe nach Addition der Helligkeiten ist, auf die sich m 1 und m 2 beziehen .

Scheinbare bolometrische Größe

Während sich die Größe im Allgemeinen auf eine Messung in einem bestimmten Filterband bezieht, die einem bestimmten Wellenlängenbereich entspricht, ist die scheinbare oder absolute bolometrische Größe (m bol ) ein Maß für die scheinbare oder absolute Helligkeit eines Objekts, die über alle Wellenlängen des elektromagnetischen Spektrums (auch bekannt) integriert ist als Bestrahlungsstärke bzw. Leistung des Objekts ). Der Nullpunkt der scheinbaren bolometrischen Betragsskala basiert auf der Definition, dass eine scheinbare bolometrische Größe von 0 mag einer empfangenen Bestrahlungsstärke von 2,518 × 10 –8 Watt pro Quadratmeter (W · m –2 ) entspricht.

Absolute Größe

Während die scheinbare Größe ein Maß für die Helligkeit eines Objekts ist, wie sie von einem bestimmten Beobachter gesehen wird, ist die absolute Größe ein Maß für die Eigenhelligkeit eines Objekts. Der Fluss nimmt mit der Entfernung gemäß einem Gesetz des umgekehrten Quadrats ab , sodass die scheinbare Größe eines Sterns sowohl von seiner absoluten Helligkeit als auch von seiner Entfernung (und jeglicher Auslöschung) abhängt. Zum Beispiel hat ein Stern in einer Entfernung die gleiche scheinbare Größe wie ein Stern, der in der doppelten Entfernung viermal heller ist. Im Gegensatz dazu hängt die Eigenhelligkeit eines astronomischen Objekts nicht von der Entfernung des Beobachters oder einer Auslöschung ab .

Die absolute Größe M eines Sterns oder astronomischen Objekts ist definiert als die scheinbare Größe, die es aus einer Entfernung von 10 Parsec (33  ly ) hätte. Die absolute Größe der Sonne beträgt 4,83 im V-Band (visuell), 4,68 im G-Band des Gaia-Satelliten (grün) und 5,48 im B-Band (blau).

Im Fall eines Planeten oder Asteroiden bedeutet die absolute Größe H eher die scheinbare Größe, die es hätte, wenn es 1 astronomische Einheit (150.000.000 km) sowohl vom Beobachter als auch von der Sonne entfernt wäre und bei maximalem Widerstand vollständig beleuchtet wäre (eine Konfiguration, die ist nur theoretisch erreichbar, wenn sich der Beobachter auf der Sonnenoberfläche befindet).

Standardreferenzwerte

Scheinbare Standardgrößen und -flüsse für typische Bänder
Band λ
(μm)
& Dgr; & lgr; /. λ
( FWHM )
Fluss bei 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
ich 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
ich 0,79 0,16 4760 4.76
z 0,91 0,13 4810 4.81

Die Magnitudenskala ist eine umgekehrte logarithmische Skala. Ein häufiges Missverständnis ist, dass die logarithmische Natur der Skala darin besteht, dass das menschliche Auge selbst eine logarithmische Reaktion hat. Zu Pogsons Zeiten wurde dies für wahr gehalten (siehe Weber-Fechner-Gesetz ), aber es wird jetzt angenommen, dass die Antwort ein Potenzgesetz ist (siehe Stevens 'Potenzgesetz ).

Die Größe wird durch die Tatsache erschwert, dass Licht nicht monochromatisch ist . Die Empfindlichkeit eines Lichtdetektors variiert je nach Wellenlänge des Lichts, und die Art und Weise, wie sie variiert, hängt vom Typ des Lichtdetektors ab. Aus diesem Grund muss angegeben werden, wie die Größe gemessen wird, damit der Wert aussagekräftig ist. Zu diesem Zweck ist das UBV-System weit verbreitet, bei dem die Größe in drei verschiedenen Wellenlängenbändern gemessen wird: U (zentriert bei etwa 350 nm im nahen Ultraviolett ), B (etwa 435 nm im blauen Bereich) und V ( etwa 555 nm, in der Mitte des menschlichen Sichtbereichs bei Tageslicht). Das V-Band wurde für spektrale Zwecke ausgewählt und gibt Größen an, die denen des menschlichen Auges sehr nahe kommen. Wenn eine scheinbare Größe ohne weitere Qualifikation diskutiert wird, wird die V-Größe allgemein verstanden.

Da kühlere Sterne wie rote Riesen und rote Zwerge im blauen und UV-Bereich des Spektrums wenig Energie abgeben, wird ihre Leistung von der UBV-Skala häufig unterrepräsentiert. In der Tat haben einige Sterne der L- und T-Klasse eine geschätzte Größe von weit über 100, da sie extrem wenig sichtbares Licht emittieren, aber im Infrarotbereich am stärksten sind .

Größenmessungen erfordern eine vorsichtige Behandlung, und es ist äußerst wichtig, Gleiches mit Gleichem zu messen. Bei orthochromatischen (blauempfindlichen) fotografischen Filmen des frühen 20. Jahrhunderts und älter sind die relativen Helligkeiten des blauen übergroßen Sterns Rigel und des roten übergroßen unregelmäßigen variablen Sterns Betelgeuse (maximal) im Vergleich zu dem, was das menschliche Auge wahrnimmt, umgekehrt, da dieser archaische Film mehr ist empfindlich gegenüber blauem Licht als gegenüber rotem Licht. Mit diesem Verfahren erhaltene Größen werden als fotografische Größen bezeichnet und gelten nun als veraltet.

Für Objekte in der Milchstraße mit einer bestimmten absoluten Größe wird 5 zur scheinbaren Größe für jede zehnfache Vergrößerung des Abstands zum Objekt addiert. Für Objekte in sehr großen Entfernungen (weit über die Milchstraße hinaus) muss diese Beziehung aufgrund der allgemeinen Relativitätstheorie für Rotverschiebungen und für nichteuklidische Entfernungsmessungen angepasst werden .

Für Planeten und andere Körper des Sonnensystems wird die scheinbare Größe aus ihrer Phasenkurve und den Abständen zur Sonne und zum Beobachter abgeleitet.

Liste der scheinbaren Größen

Scheinbare visuelle Größen von Himmelsobjekten
Scheinbare
Größe
(V)
Objekt Gesehen von ... Anmerkungen
−67,57 Gammastrahlen-Burst GRB 080319B gesehen von 1  AU entfernt
−40.07 Stern Zeta 1 Scorpii gesehen von 1 AU entfernt
-39,66 Stern R136a1 gesehen von 1 AU entfernt
−38.00 Stern Rigel gesehen von 1 AU entfernt Es würde als eine große, sehr helle bläuliche Scheibe mit einem scheinbaren Durchmesser von 35 ° gesehen werden.
−30.30 Stern Sirius A. gesehen von 1 AU entfernt
-29,30 Stern Sonne gesehen von Merkur am Perihel
-27,40 Stern Sonne gesehen von der Venus am Perihel
-26,74 Stern Sonne von der Erde aus gesehen Etwa 400.000 Mal heller als der mittlere Vollmond
-25,60 Stern Sonne vom Mars am Aphel gesehen
−25.00 Minimale Helligkeit, bei der das typische Auge leichte Schmerzen hat
-23,00 Stern Sonne gesehen vom Jupiter am Aphel
−21.70 Stern Sonne gesehen vom Saturn am Aphel
−20,20 Stern Sonne gesehen von Uranus am Aphel
-19,30 Stern Sonne gesehen von Neptun
−18,20 Stern Sonne gesehen von Pluto am Aphel
−16,70 Stern Sonne gesehen von Eris am Aphel
−14,20 Eine Beleuchtungsstärke von 1 Lux
−12,90 Vollmond gesehen von der Erde am Perihel maximale Helligkeit von Perigäum + Perihel + Vollmond (mittlerer Entfernungswert ist –12,74, obwohl die Werte unter Einbeziehung des Oppositionseffekts um etwa 0,18 Größenordnungen heller sind )
−12.40 Betelgeuse von der Erde aus gesehen, wenn es Supernova geht
−11.20 Stern Sonne gesehen von Sedna am Aphel
−10.00 Komet Ikeya-Seki (1965) von der Erde aus gesehen Das war der hellste Kreutz Sungrazer der Neuzeit
-9,50 Iridium (Satelliten) -Fackel von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit
-7,50 Supernova von 1006 von der Erde aus gesehen das hellste Sternereignis in der aufgezeichneten Geschichte (7200 Lichtjahre entfernt)
-6,50 Die gesamte integrierte Größe des Nachthimmels von der Erde aus gesehen
−6.00 Crab Supernova von 1054 von der Erde aus gesehen (6500 Lichtjahre entfernt)
-5,90 Internationale Raumstation von der Erde aus gesehen wenn die ISS am Perigäum ist und vollständig von der Sonne beleuchtet wird
-4,92 Planet Venus von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit bei Halbmondbeleuchtung
−4.14 Planet Venus von der Erde aus gesehen mittlere Helligkeit
−4 Schwächste Objekte, die tagsüber mit bloßem Auge bei Sonnenaufgang beobachtet werden können
-3,99 Stern Epsilon Canis Majoris von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit vor 4,7 Millionen Jahren, der historisch hellste Stern der letzten und nächsten fünf Millionen Jahre
-2,98 Planet Venus von der Erde aus gesehen minimale Helligkeit, wenn es sich auf der anderen Seite der Sonne befindet
-2,94 Planet Jupiter von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit
-2,94 Planet Mars von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit
−2,5 Schwächste Objekte, die tagsüber mit bloßem Auge sichtbar sind, wenn die Sonne weniger als 10 ° über dem Horizont steht
-2,50 Neumond von der Erde aus gesehen minimale Helligkeit
-2,48 Planet Merkur von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit bei überlegener Konjunktion (im Gegensatz zur Venus ist Merkur auf der anderen Seite der Sonne am hellsten, der Grund dafür sind ihre unterschiedlichen Phasenkurven)
-2,20 Planet Jupiter von der Erde aus gesehen mittlere Helligkeit
-1,66 Planet Jupiter von der Erde aus gesehen minimale Helligkeit
-1,47 Sternensystem Sirius von der Erde aus gesehen Hellster Stern außer der Sonne bei sichtbaren Wellenlängen
–0,83 Stern Eta Carinae von der Erde aus gesehen scheinbare Helligkeit als Supernova-Betrüger im April 1843
–0,72 Stern Canopus von der Erde aus gesehen 2. hellster Stern am Nachthimmel
–0,55 Planet Saturn von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit in der Nähe von Opposition und Perihel, wenn die Ringe zur Erde geneigt sind
−0.3 Der Halleysche Komet von der Erde aus gesehen Erwartete scheinbare Größe bei 2061 Passage
–0,27 Sternensystem Alpha Centauri AB von der Erde aus gesehen Kombinierte Größe (3. hellster Stern am Nachthimmel)
−0.04 Stern Arcturus von der Erde aus gesehen 4. hellster Stern mit bloßem Auge
−0.01 Stern Alpha Centauri A. von der Erde aus gesehen 4. hellster Einzelstern, teleskopisch am Nachthimmel sichtbar
+0.03 Stern Vega von der Erde aus gesehen die ursprünglich als Definition des Nullpunktes gewählt wurde
+0,23 Planet Merkur von der Erde aus gesehen mittlere Helligkeit
+0,50 Stern Sonne gesehen von Alpha Centauri
+0,46 Planet Saturn von der Erde aus gesehen mittlere Helligkeit
+0,71 Planet Mars von der Erde aus gesehen mittlere Helligkeit
+1.17 Planet Saturn von der Erde aus gesehen minimale Helligkeit
+1,86 Planet Mars von der Erde aus gesehen minimale Helligkeit
+1,98 Stern Polaris von der Erde aus gesehen mittlere Helligkeit
+3.03 Supernova SN 1987A von der Erde aus gesehen in der großen Magellanschen Wolke (160.000 Lichtjahre entfernt)
+3 bis +4 Schwächste Sterne in einem Stadtviertel mit bloßem Auge sichtbar
+3,44 Andromeda-Galaxie von der Erde aus gesehen M31
+4 Orionnebel von der Erde aus gesehen M42
+4,38 Mond Ganymed von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit (Mond des Jupiter und der größte Mond im Sonnensystem)
+4,50 Cluster M41 öffnen von der Erde aus gesehen ein offener Cluster, der möglicherweise von Aristoteles gesehen wurde
+4,5 Schütze Zwerg Sphäroidale Galaxie von der Erde aus gesehen
+5,20 Asteroid Vesta von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit
+5,38 Planet Uranus von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit
+5,68 Planet Uranus von der Erde aus gesehen mittlere Helligkeit
+5,72 Spiralgalaxie M33 von der Erde aus gesehen Dies wird als Test für das Sehen mit bloßem Auge unter dunklem Himmel verwendet
+5,8 Gammastrahlen-Burst GRB 080319B von der Erde aus gesehen Die maximale visuelle Größe (das "Clarke-Ereignis") wurde am 19. März 2008 aus einer Entfernung von 7,5 Milliarden Lichtjahren auf der Erde gesehen.
+6.03 Planet Uranus von der Erde aus gesehen minimale Helligkeit
+6,49 Asteroid Pallas von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit
+6,5 Ungefähre Grenze der Sterne, die von einem mittleren Beobachter mit bloßem Auge unter sehr guten Bedingungen beobachtet werden. Es gibt ungefähr 9.500 Sterne, die für Mag 6.5 sichtbar sind.
+6,64 Zwergplanet Ceres von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit
+6,75 Asteroid Iris von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit
+6,90 Spiralgalaxie M81 von der Erde aus gesehen Dies ist ein extremes Ziel mit bloßen Augen, das das menschliche Sehvermögen und die Bortle-Skala an ihre Grenzen treibt
+7 bis +8 Extremes Limit mit bloßem Auge, Klasse 1 auf der Bortle-Skala , der dunkelste Himmel der Welt
+7,25 Planet Merkur von der Erde aus gesehen minimale Helligkeit
+7,67 Planet Neptun von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit
+7,78 Planet Neptun von der Erde aus gesehen mittlere Helligkeit
+8.00 Planet Neptun von der Erde aus gesehen minimale Helligkeit
+8.10 Mond Titan von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit; größter Mond des Saturn; mittlere Oppositionsgröße 8,4
+8,29 Stern UY Scuti von der Erde aus gesehen Maximale Helligkeit; einer der größten bekannten Sterne nach Radius
+8,94 Asteroid 10 Hygiea von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit
+9,50 Schwächste Objekte, die unter normalen Bedingungen mit einem herkömmlichen 7 × 50- Fernglas sichtbar sind
+10,20 Mond Iapetus von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit, am hellsten westlich von Saturn und 40 Tage zum Seitenwechsel
+11.05 Stern Proxima Centauri von der Erde aus gesehen 2. nächster Stern
+11,8 Mond Phobos von der Erde aus gesehen Maximale Helligkeit; hellster Mond des Mars
+12,23 Stern R136a1 von der Erde aus gesehen Der leuchtendste und massereichste Stern, den es gibt
+12,89 Mond Deimos von der Erde aus gesehen Maximale Helligkeit
+12,91 Quasar 3C 273 von der Erde aus gesehen am hellsten ( Leuchtdistanz von 2,4 Milliarden Lichtjahren )
+13,42 Mond Triton von der Erde aus gesehen Maximale Helligkeit
+13,65 Zwergplanet Pluto von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit, 725-mal schwächer als 6,5 mit bloßem Auge
+13,9 Mond Titania von der Erde aus gesehen Maximale Helligkeit; hellster Mond von Uranus
+14.1 Stern WR 102 von der Erde aus gesehen Der heißeste bekannte Stern
+15,4 Zentaur Chiron von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit
+15,55 Mond Charon von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit (der größte Mond von Pluto)
+16,8 Zwergplanet Makemake von der Erde aus gesehen Aktuelle Helligkeit der Opposition
+17,27 Zwergplanet Haumea von der Erde aus gesehen Aktuelle Helligkeit der Opposition
+18,7 Zwergplanet Eris von der Erde aus gesehen Aktuelle Helligkeit der Opposition
+19,5 Schwächste Objekte, die mit dem 0,7-Meter-Teleskop Catalina Sky Survey bei einer Belichtung von 30 Sekunden beobachtet werden können, sowie die ungefähre Grenzgröße des ATLAS ( Asteroid Terrestrial Impact Impact Alert System )
+20,7 Mond Callirrhoe von der Erde aus gesehen (kleiner 8 km Satellit von Jupiter)
+22 Schwächste Objekte, die im sichtbaren Licht mit einem 600 mm (24 Zoll) großen Ritchey-Chrétien-Teleskop mit 30 Minuten gestapelten Bildern (6 Hilfsrahmen zu je 5 Minuten) unter Verwendung eines CCD-Detektors beobachtet werden können
+22,8 Luhman 16 von der Erde aus gesehen Nächste braune Zwerge (Luhman 16A = 23,25, Luhman 16B = 24,07)
+22,91 Mond Hydra von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit von Plutos Mond
+23,38 Mond Nix von der Erde aus gesehen maximale Helligkeit von Plutos Mond
+24 Schwächste Objekte, die mit dem 1,8-Meter-Teleskop Pan-STARRS bei einer Belichtung von 60 Sekunden beobachtet werden können. Dies ist derzeit die Grenzgröße automatisierter astronomischer Vermessungen .
+25.0 Mond Fenrir von der Erde aus gesehen (kleiner 4 km langer Saturn-Satellit)
+27,7 Schwächste Objekte, die mit einem einzigen bodengestützten Teleskop der 8-Meter-Klasse wie dem Subaru-Teleskop in einem 10-Stunden-Bild beobachtet werden können
+28,2 Der Halleysche Komet von der Erde aus gesehen (2003) 2003 , als es war 28 AU (4,2 Mrd. km) von der Sonne, bebilderte mit 3 von 4 synchronisiert einzelner Bereiche in der ESO ‚s Very Large Telescope Array mit einer Gesamtbelichtungszeit von etwa 9 Stunden unter Verwendung von
+28,4 Asteroid 2003 BH 91 von der Erdumlaufbahn aus gesehen beobachtete Größe des 15 Kilometer langen Kuipergürtelobjekts Vom Hubble-Weltraumteleskop (HST) im Jahr 2003 gesehen, düsterster bekannter direkt beobachteter Asteroid.
+31,5 Schwächste Objekte, die mit dem Hubble-Weltraumteleskop über das EXtreme Deep Field im sichtbaren Licht beobachtet werden können, mit einer Expositionszeit von ~ 23 Tagen über 10 Jahre
+34 Schwächste Objekte, die mit dem James Webb Space Telescope im sichtbaren Licht beobachtet werden können
+35 unbenannter Asteroid von der Erdumlaufbahn aus gesehen erwartete Größe des dunkelsten bekannten Asteroiden, eines 950 Meter langen Kuipergürtelobjekts, das 2009 vom HST vor einem Stern entdeckt wurde.
+35 Stern LBV 1806-20 von der Erde aus gesehen ein leuchtend blauer variabler Stern, erwartete Größe bei sichtbaren Wellenlängen aufgrund interstellarer Extinktion

Einige der aufgeführten Größen sind ungefähre Angaben. Die Empfindlichkeit des Teleskops hängt von der Beobachtungszeit, dem optischen Bandpass und dem störenden Licht durch Streuung und Luftglühen ab .

Siehe auch

Verweise

Externe Links