1. 개요
겉보기 등급은 천문학에서 관측자가 보기에 천체의 밝기를 나타내는 척도이다. 헬레니즘 시대에 6등급으로 시작하여, 1등급이 가장 밝고 6등급이 가장 희미한 별로 분류되었다. 19세기 중반, 포그슨은 1등급 별이 6등급 별보다 100배 밝다는 것을 공식화하여 로그 척도를 도입했으며, 현재 m등급의 별은 m+1등급의 별보다 약 2.512배 더 밝다는 것을 의미한다. 겉보기 등급은 정밀한 측정을 위해 보정 과정을 거치며, 절대 등급과 겉보기 등급 사이에는 거리에 따른 관계가 존재한다. 태양, 달, 행성 등 다양한 천체의 겉보기 등급이 목록으로 제시되어 있다.
2. 역사
겉보기 등급 체계는 헬레니즘 시대의 관행에서 유래되었다. 당시에는 육안으로 보이는 별들을 6개의 등급으로 나누었다. 밤하늘에서 가장 밝은 별은 1등급(m=1)으로, 가장 희미한 별은 6등급(m=6)으로 정했는데, 이는 망원경 없이 사람의 시각으로 볼 수 있는 한계였다.[7] 각 등급은 다음 등급보다 두 배 밝다고 생각했지만, 광검출기가 없었기 때문에 그 비율은 주관적이었다. 이 별의 밝기 척도는 프톨레마이오스가 그의 ''알마게스트''에서 대중화했으며, 일반적으로 히파르코스가 처음 고안한 것으로 알려져 있다. 그러나 히파르코스의 원래 별 목록은 사라져서 이를 증명하거나 반증할 수 없다. 히파르코스가 직접 쓴 유일하게 보존된 텍스트(아라투스에 대한 해설)에 따르면, 그는 "크다", "작다", "밝다", "희미하다"와 같이 밝기를 숫자로 나타내는 체계를 사용하지 않았다.[7]
1856년, 노먼 로버트 포그슨은 1등급 별이 6등급 별보다 100배 밝다고 정의하여 현재 사용되는 로그 척도를 확립했다.[8] 이는 m 등급의 별이 m+1 등급의 별보다 약 2.512배 더 밝다는 것을 의미한다. 이 수치는 100의 다섯제곱근으로, 포그슨의 비율로 알려지게 되었다.[8][9]
등급의 기준은 관측 기술 발전에 따라 변화했다. 1884년 에드워드 피커링은 작은곰자리 α별(북극성)을 2.0등급으로 정했지만,[11] 북극성이 변광성이라는 사실이 알려지면서 작은곰자리 λ별을 6.5등급으로 재정의하고 북극 표준성단을 관측했다. 1922년 제1회 국제천문연맹 총회에서는 북극 표준성단의 96개 별의 국제 사진 등급과 국제 사진 실시 등급을 등급의 원점으로 삼았다.
1953년, 할로웰 레스터 존슨은 UBV 시스템에서 등급의 원점을 다시 정의했다. UBV 시스템은 자외선(U), 청색(B), 실시(V) 3색 필터를 사용한다. 존슨은 북극 표준성단의 6개 항성의 국제 사진 실시 등급을 V등급의 원점으로 하고, 거문고자리 α별(베가) 등 A0V 스펙트럼을 갖는 6개 별의 평균 U-B, B-V를 0으로 하여 U등급과 B등급을 정했다.
베가의 스펙트럼 에너지 분포(SED)를 기반으로 등급과 복사속 밀도의 관계가 정해졌고, 이를 '''베가 등급'''이라고 부른다. 실제 베가의 겉보기 등급은 0등급에서 약간 벗어나 있다. 베가 등급은 베가의 SED를 반영하므로, 서로 다른 파장대에서 광도를 비교하기 어려웠다. 그래서 각 파장대에서 일정한 복사속 밀도를 기준으로 하는 '''AB 등급'''이 고안되었다.
2. 1. 헬레니즘 시대
등급 척도는 헬레니즘 시대의 관습에서 유래되었는데, 육안으로 볼 수 있는 별을 6개의 등급으로 나누었다. 밤하늘에서 가장 밝은 별은 1등급, 가장 희미한 별은 6등급으로 정해졌으며, 6등급은 망원경 없이 인간의 시각으로 볼 수 있는 한계였다.[7] 각 등급은 다음 등급 밝기의 두 배로 간주되었으나, 당시에는 광검출기가 없었기 때문에 주관적이었다.[7]
이러한 별의 밝기 척도는 프톨레마이오스의 ''알마게스트''에서 널리 퍼졌으며, 히파르코스가 기원이라고 여겨지기도 한다.[7] 그러나 히파르코스의 원래 성표는 유실되어 이를 증명하거나 반증할 수 없다. 히파르코스가 남긴 유일한 텍스트(아라토스의 주석)에 따르면, 그는 "크다", "작다", "밝다", "희미하다" 등의 표현을 사용했으며, 밝기를 숫자로 나타내는 체계는 없었다.[7]
2. 2. 포그슨의 정량화
1856년 노먼 로버트 포그슨은 1등급 별이 6등급 별보다 정확히 100배 밝다고 정의하여, 현재 사용되는 로그 척도를 확립했다.[8] 포그슨은 $m$ 등급의 별이 $m+1$ 등급의 별보다 $^5\sqrt{100}$배(약 2.512배) 더 밝은 시스템을 구축했다.[8][9] 100의 5제곱근인 이 비율은 "포그슨의 비율"로 알려져 있다.[8]
두 별의 겉보기 등급을 $m_1$, $m_2$, 겉보기 밝기를 $l_1$, $l_2$라고 할 때, 두 별의 등급 차이와 밝기 비율은 "포그슨의 식"으로 불리는 다음 관계식으로 나타낼 수 있다.
:
포그슨의 방정식으로 천체의 밝기를 상대적으로 비교할 수 있게 되었지만, 각 천체의 등급을 정하려면 기준이 필요했다. 등급의 기준은 관측 기술 발전에 따라 변화했다.
1884년 에드워드 피커링은 작은곰자리 α별(북극성)을 2.0등급으로 정하고 천체 밝기의 기준으로 삼았다. 그러나 북극성이 미세하게 변광한다는 사실이 알려지면서, 작은곰자리 λ별을 6.5등급으로 재정의하고, 여러 북극 표준성단의 어두운 별을 관측했다. 1922년 제1회 국제천문연맹 총회에서는 북극 표준성단의 96개 별의 국제 사진 등급 (IPg)과 국제 사진 실시 등급 (IPv)을 정해 기준으로 삼았다. 이를 국제식 PgPv 시스템이라고 한다.
1953년, 할로웰 레스터 존슨은 북극 표준성단의 항성이 성간 물질에 의한 적색화를 겪는다는 점 등을 고려하여, UBV 시스템에서 등급의 기준을 다시 정의했다. U는 자외선 영역(U: ultraviolet), B는 청색 영역(B: blue), V는 실시 영역(V: visual)을 의미하며, 이 3색 필터를 사용하여 등급을 평가한다.
- 북극 표준성단의 6개 항성의 국제 사진 실시 등급을 V등급의 기준으로 한다.
- U등급과 B등급은 A0V 스펙트럼을 갖는 거문고자리 α별(베가), 큰곰자리 γ별, 처녀자리 109별, 북쪽왕관자리 α별, 뱀주인자리 γ별, HR 3314의 6개 별의 평균 U − B, B − V를 0으로 하여 (즉 U = B = V로 하여) 정한다.
각 파장의 0등급이 어느 정도의 복사속 밀도에 해당하는지는 별의 스펙트럼 에너지 분포 (SED)를 측정하여 결정한다. 베가는 가장 정밀하게 SED가 측정되었기 때문에, 베가의 SED를 기반으로 등급과 복사속 밀도의 관계가 정해졌다. 이러한 배경으로 '''베가 등급'''이라는 통칭으로 불린다. 실제 베가의 겉보기 등급은 U = 0.02등급, B = 0.03등급, V = 0.03등급으로, 0등급에서 약간 벗어난 값이다.
베가 등급은 베가의 SED를 반영하므로, 서로 다른 파장대에서의 광도를 비교하기 불편했다. 그래서 특정 천체의 SED가 아닌, 각 파장대에서 일정한 값의 복사속 밀도를 기준으로 하는 방식이 고안되었다. 가장 널리 사용되는 것은 '''AB 등급''' (AB magnitude, monochromatic magnitude) 이며, 각 파장대에서 0등급에 해당하는 복사속 밀도 3630 Jy (정확히는 103.56 Jy)로 정한 것이다. AB 등급에서는 V 필터 대역에 있는 파장 548.0 nm일 때, 0.03등급으로 베가 등급과 일치하도록 정의되어 있다.
2. 3. 등급의 원점
노먼 로버트 포그슨이 1856년에 제1등급별을 제6등급별보다 100배 밝은 별로 정의하면서, 포그슨 방정식에 따라 천체의 밝기를 상대적으로 비교하는 것이 가능해졌다.[8] 그러나 각 천체의 등급을 정하기 위해서는 기준이 되는 원점이 필요했다.
1884년 에드워드 피커링은 작은곰자리 α별(북극성)을 2.0등급으로 정의하여 천체의 밝기 기준으로 삼았다.[11] 그러나 작은곰자리 α별이 미세하게 밝기가 변하는 변광성이라는 사실이 알려진 후, 작은곰자리 λ별을 6.5등급으로 다시 정의하고, 북극 표준성단의 여러 어두운 별을 관측했다. 1922년 제1회 국제천문연맹 총회에서는 북극 표준성단의 96개 별의 국제 사진 등급과 국제 사진 실시 등급을 정해 등급의 원점으로 삼았다.
1953년, 할로웰 레스터 존슨은 북극 표준성단의 항성이 성간 물질에 의해 붉게 보이는 적색화 현상을 겪는다는 점 등을 고려하여 UBV 시스템에서 등급의 원점을 다시 정의했다. UBV 시스템은 자외선(U), 청색(B), 실시(V) 3색 필터를 사용하여 등급을 측정한다. 존슨은 다음과 같이 등급의 원점을 정했다.
- 북극 표준성단의 6개 항성의 국제 사진 실시 등급을 V등급의 원점으로 한다.
- U등급과 B등급은 거문고자리 α별(베가), 큰곰자리 γ별, 처녀자리 109별, 북쪽왕관자리 α별, 뱀주인자리 γ별, HR 3314와 같이 A0V 스펙트럼을 갖는 6개 별의 평균 U-B, B-V를 0으로 하여(즉 U=B=V) 정한다.
각 파장의 0등급이 어느 정도의 복사속 밀도에 해당하는지는 별의 스펙트럼 에너지 분포(SED)를 측정하여 결정한다. 베가는 가장 정밀하게 SED가 측정되었기 때문에, 베가의 SED를 기반으로 등급과 복사속 밀도의 관계가 정해졌다. 이러한 이유로 '''베가 등급'''이라는 이름으로 불린다. 베가의 겉보기 등급이 0등급에 매우 가깝기 때문에 "베가의 겉보기 등급을 0등급으로 정한 것"으로 오해하기 쉽지만, 실제 베가의 겉보기 등급은 U=0.02등급, B=0.03등급, V=0.03등급으로 0등급에서 약간 벗어나 있다.
베가 등급은 베가의 SED를 반영하므로, 서로 다른 파장대에서 광도를 비교하기에는 불편했다. 그래서 특정 천체의 SED가 아닌, 각 파장대에서 일정한 값의 복사속 밀도를 원점으로 하는 방식이 고안되었다. 가장 널리 사용되는 것은 '''AB 등급'''으로, 각 파장대에서 0등급에 해당하는 복사속 밀도를 3630 Jy로 정한 것이다. AB 등급에서는 V 필터 대역에 있는 548.0 nm 파장에서 0.03등급으로 베가 등급과 일치하도록 정의되어 있다.
3. 측정
측광 (천문학)을 이용한 겉보기 등급의 정밀한 측정에는 사진 또는 전자 감지 장치의 보정이 필요하다.[14] 이는 일반적으로 해당 스펙트럼 필터를 사용하여 등급이 정확하게 알려진 표준 별을 동일한 조건에서 동시에 관측하는 것을 포함한다.[14] 지구 대기를 통과하면서 빛의 양이 감소하므로, 대상과 보정 별의 에어매스를 고려해야 한다.[14] 대기 경로의 큰 차이를 피하기 위해 대상과 하늘에서 가까운 보정 별이 선호된다.[14] 천정각(고도)이 다를 경우, 에어매스의 함수로 보정 계수를 얻어 대상 위치의 에어매스에 적용할 수 있다.[14] 이러한 보정을 통해 겉보기 등급이 정의되는 대기 상공에서 관측되는 밝기를 얻을 수 있다.[14]
4. 계산
물체가 어둡게 보일수록 겉보기 등급의 수치는 높아지며, 5등급의 차이는 정확히 100배의 밝기 차이에 해당한다.[151] 광도 시스템의 스펙트럼 대역에서 겉보기 등급은 다음 식으로 주어진다.
:
상용 로그를 사용하면 다음과 같이 표현할 수 있다.
:
여기서 는 스펙트럼 필터 를 사용하여 관측된 조도이며, 는 해당 광도 필터에 대한 기준 플럭스(영점)이다. 5등급이 증가하면 밝기는 정확히 1/100로 줄어들기 때문에, 1등급이 증가할 때마다 밝기는 (포그슨 비)만큼 감소한다.
위의 식을 변형하면 등급 차이 에 대한 밝기 비율은 다음과 같이 계산된다.
:
4. 1. 예시: 태양과 달
태양(밝은 천체)의 겉보기 등급은 -26.74이고, 보름달(어두운 천체)의 평균 등급은 -12.74이다.
밝기 차이:
:
밝기 양:
:
따라서 태양은 보름달보다 약 400,000배 밝다.
4. 2. 등급의 가산
밝기를 더하고 싶을 때(예: 근접한 쌍성의 측광) 각 등급에 해당하는 밝기(선형 단위)를 더하여 구할 수 있다.[15]
:
에 대해 풀면,
:
여기서 는 과 에 의해 언급된 밝기를 더한 후의 결과 등급이다.
4. 3. 절대등급과 겉보기 등급
지구로부터 d 파섹 거리에 있는 천체의 겉보기 등급 m과 절대등급 M 사이에는 다음과 같은 관계가 있다.[110]
:
:
만약 어떤 별이 10 파섹 거리에 있다면, 이 별의 겉보기 등급과 절대 등급은 같아진다. 예를 들어, 10 파섹 거리에 있는 별의 겉보기 등급이 3등급이라면, 이 별의 절대 등급 역시 3등급이 된다.
5. 겉보기 등급 목록
등급
(V)
대상 | ...에서 보임 | 참고 | | −67.57 | 감마선 폭발 GRB 080319B | 1 AU 거리 | 지구에서 볼 때 태양보다 2경 배 이상 밝음 |
| −43.27 | 별 NGC 2403 V14 | 1 AU 거리 | |
| −41.82 | 별 NGC 2363-V1 | 1 AU 거리 | |
| −41.39 | 별 Cygnus OB2-12 | 1 AU 거리 | |
| −40.67 | 별 M33-013406.63 | 1 AU 거리 | |
| −40.17 | 별 η 카리나 A | 1 AU 거리 | |
| −40.07 | 별 제타1 전갈자리 | 1 AU 거리 | |
| −39.66 | 별 R136a1 | 1 AU 거리 | |
| −39.47 | 별 P Cygni | 1 AU 거리 | |
| −38.00 | 별 리겔 | 1 AU 거리 | 35°의 겉보기 지름을 가진 크고 매우 밝은 청색 원반으로 보임 |
| −37.42 | 별 베텔게우스 | 1 AU 거리 | |
| −30.30 | 별 시리우스 A | 1 AU 거리 | |
| −29.30 | 별 태양 | 수성 근일점 | |
| −27.40 | 별 태양 | 금성 근일점 | |
| −26.832 | 별 태양 | 지구[16] | 평균 보름달보다 약 40만 배 밝음 |
| −25.60 | 별 태양 | 화성 원일점 | |
| −25.00 | 일반적인 눈이 약간의 고통을 느끼는 최소 밝기 |
| −23.00 | 별 태양 | 목성 원일점 | |
| −21.70 | 별 태양 | 토성 원일점 | |
| −21.00 | 별 태양 | 흐린 한낮의 지구 | 약 1000 럭스 측정 |
| −20.20 | 별 태양 | 천왕성 원일점 | |
| −19.30 | 별 태양 | 해왕성 | |
| −19.00 | 별 태양 | 매우 심하게 흐린 한낮의 지구 | 약 100 럭스 측정 |
| −18.20 | 별 태양 | 명왕성 원일점 | |
| −17.70 | 행성 지구 | 달에서 지구광으로 완전히 밝혀진 모습[30] | |
| −16.70 | 별 태양 | 에리스 원일점 | |
| −16.00 | 별 태양 | 지구의 황혼 | 약 10 럭스 측정[31] |
| −14.20 | 1 럭스의 조도[32][33] |
| −12.60 | 보름달 | 지구에서 근일점 | 근지점 + 근일점 + 보름달의 최대 밝기 (~0.267 럭스; 평균 거리 값은 −12.74,[59], 대항 효과 포함 시 약 0.18 등급 더 밝음) |
| −12.40 | 베텔게우스 (초신성 폭발 시) | 지구에서 초신성 폭발 시[34] | |
| −11.20 | 별 태양 | 세드나 원일점 | |
| −10.00 | 혜성 이케야-세키 (1965) | 지구 | 현대 시대의 가장 밝은 크로이츠 태양 관측 혜성 |
| −9.50 | 이리듐 (위성) 플레어 | 지구 | 최대 밝기 |
| −9 ~ −10 | 포보스 (위성) | 화성 | 최대 밝기 |
| −7.50 | 1006년 초신성 | 지구 | 기록된 역사상 가장 밝은 별 현상 (7200 광년 거리)[76] |
| −6.80 | 알파 센타우리 A | 프록시마 센타우리 b[36] | |
| −6.00 | 야간 하늘의 총 적분 등급 (공기광 포함) | 지구 | 약 0.002 럭스 측정 |
| −6.00 | 1054년 게 초신성 | 지구 | (6500 광년 거리)[77] |
| −5.90 | 국제 우주 정거장 | 지구 | ISS가 근지점에 있고 태양에 의해 완전히 밝혀졌을 때[37] |
| −4.92 | 행성 금성 | 지구 | 초승달로 빛날 때 최대 밝기 |
| −4.14 | 행성 금성 | 지구 | 평균 밝기 |
| −4 | 태양이 높이 있을 때 맨눈으로 낮에 관측 가능한 가장 희미한 물체. 천체의 겉보기 등급이 −4보다 작거나 같을 때 인간 눈에 보이는 그림자를 드리움.[38] |
| −3.99 | 별 엡실론 큰개자리 | 지구 | 470만 년 전의 최대 밝기, 지난 500만 년 동안의 역사상 가장 밝은 별.[39] |
| −3.69 | 달 | 지구광에 의해 빛나며, 지구에서 보이는 지구 반사광 (최대)[30] | |
| −2.98 | 행성 금성 | 지구 | 금성 통과 현상 동안 최소 밝기. |
| −2.94 | 행성 목성 | 지구 | 최대 밝기 |
| −2.94 | 행성 화성 | 지구 | 최대 밝기 |
| −2.5 | 태양이 지평선 위로 10° 미만일 때 맨눈으로 낮에 보이는 가장 희미한 물체 |
| −2.50 | 삭 | 지구 | 최소 밝기 |
| −2.50 | 행성 지구 | 화성 | 최대 밝기 |
| −2.48 | 행성 수성 | 지구 | 합에서 최대 밝기 (금성과 달리 수성은 태양의 반대편에 있을 때 가장 밝음) |
| −2.20 | 행성 목성 | 지구 | 평균 밝기 |
| −1.66 | 행성 목성 | 지구 | 최소 밝기 |
| −1.47 | 별계 시리우스 | 지구 | 가시광선에서 태양을 제외하고 가장 밝은 별[70] |
| −0.83 | 별 에타 카리나 | 지구 | 1843년 4월 초신성 모방자로서의 겉보기 밝기 |
| −0.72 | 별 카노푸스 | 지구 | 밤하늘에서 두 번째로 밝은 별[71] |
| −0.55 | 행성 토성 | 지구 | 충과 근일점 근처에서 고리가 지구를 향할 때 최대 밝기 |
| −0.3 | 핼리 혜성 | 지구 | 2061년 통과 시 예상 겉보기 등급 |
| −0.27 | 별계 알파 센타우리 AB | 지구 | 결합 등급 (밤하늘에서 세 번째로 밝은 별) |
| −0.04 | 별 아크투루스 | 지구 | 맨눈으로 볼 수 있는 네 번째로 밝은 별[73] |
| −0.01 | 별 알파 센타우리 A | 지구 | 밤하늘에서 망원경으로 볼 수 있는 네 번째로 밝은 개별 별 |
| +0.03 | 별 베가 | 지구 | 원래 영점을 정의하기 위해 선택됨[72] |
| +0.23 | 행성 수성 | 지구 | 평균 밝기 |
| +0.46 | 별 태양 | 알파 센타우리 | |
| +0.46 | 행성 토성 | 지구 | 평균 밝기 |
| +0.71 | 행성 화성 | 지구 | 평균 밝기 |
| +0.90 | 달 | 화성 | 최대 밝기 |
| +1.17 | 행성 토성 | 지구 | 최소 밝기 |
| +1.33 | 별 알파 센타우리 B | 지구 | |
| +1.86 | 행성 화성 | 지구 | 최소 밝기 |
| +1.98 | 별 폴라리스 | 지구 | 평균 밝기[40] |
| +3.03 | 초신성 SN 1987A | 지구 | 대마젤란 성운에서 (160,000 광년 거리) |
| +3 ~ +4 | 도심 지역에서 맨눈으로 볼 수 있는 가장 희미한 별 |
| +2 | 별계 T CrB(노바 발생 시) | 지구 | 80년마다 노바가 발생하는 별계 |
| +2.4 | 핼리 혜성 | 지구 | 1986년 근지점 |
| +3.44 | 안드로메다 은하 | 지구 | M31[75] |
| +4 | 오리온 성운 | 지구 | M42 |
| +4.38 | 달 가니메데 | 지구 | 최대 밝기[64] (목성의 위성이자 태양계에서 가장 큰 달) |
| +4.50 | 산개 성단 M41 | 지구 | 아리스토텔레스가 보았을 수 있는 산개 성단[41] |
| +4.5 | 궁수자리 왜소 타원 은하 | 지구 | |
| +5.20 | 소행성 베스타 | 지구 | 최대 밝기 |
| +5.38[42] | 행성 천왕성 | 지구 | 최대 밝기 (천왕성은 2050년에 근일점 도달) |
| +5.68 | 행성 천왕성 | 지구 | 평균 밝기 |
| +5.72 | 나선 은하 M33 | 지구 | 어두운 하늘에서 맨눈으로 관측하는 테스트로 사용됨[43][44] |
| +5.8 | 감마선 폭발 GRB 080319B | 지구 | 2008년 3월 19일 지구에서 75억 광년 거리에서 보인 최고 시각 등급 ("클라크 사건"). |
| +6.03 | 행성 천왕성 | 지구 | 최소 밝기 |
| +6.49 | 소행성 팔라스 | 지구 | 최대 밝기 |
| +6.5 | '평균'적인 맨눈 관측자가 매우 좋은 조건에서 관측하는 별의 대략적인 한계. 6.5등급의 별은 약 9,500개 정도 관측 가능.[74] |
| +6.64 | 왜소 행성 케레스 | 지구 | 최대 밝기 |
| +6.75 | 소행성 아이리스 | 지구 | 최대 밝기 |
| +6.90 | 나선 은하 M81 | 지구 | 인간의 시력과 보틀 등급을 한계까지 밀어붙이는 극단적인 맨눈 관측 대상[45] |
| +7.25 | 행성 수성 | 지구 | 최소 밝기 |
| +7.67[46] | 행성 해왕성 | 지구 | 최대 밝기 (해왕성은 2042년에 근일점 도달) |
| +7.78 | 행성 해왕성 | 지구 | 평균 밝기 |
| +8.00 | 행성 해왕성 | 지구 | 최소 밝기 |
| +8 | 극단적인 맨눈 관측 한계, 보틀 등급에서 클래스 1, 지구에서 가능한 가장 어두운 하늘.[47] |
| +8.10 | 달 타이탄 | 지구 | 최대 밝기; 토성의 가장 큰 달;[65][61] 평균 대항 등급 8.4[62] |
| +8.29 | 별 UY Scuti | 지구 | 최대 밝기; 반경으로 알려진 가장 큰 별 중 하나 |
| +8.94 | 소행성 히기에아 | 지구 | 최대 밝기[66] |
| +9.50 | 일반적인 7×50 쌍안경을 사용하여 일반적인 조건에서 보이는 가장 희미한 물체[78] |
| +10 | 아폴로 8 CSM이 달 주위를 궤도에 있는 모습 | 지구 | 계산됨 (Liemohn)[48] |
| +10 | 별계 T CrB(평균) | 지구 | 80년마다 노바가 발생하는 별계 |
| +10.20 | 달 이아페투스 | 지구 | 최대 밝기,[61] 토성의 서쪽에 있을 때 가장 밝으며 위치가 바뀌는 데 40일이 걸림 |
| +11.05 | 별 프록시마 센타우리 | 지구 | 가장 가까운 별 (태양을 제외하고) |
| +11.8 | 달 포보스 | 지구 | 최대 밝기; 화성의 더 밝은 달 |
| +12.23 | 별 R136a1 | 지구 | 가장 밝고 질량이 큰 별[49] |
| +12.89 | 달 데이모스 | 지구 | 최대 밝기 |
| +12.91 | 퀘이사 3C 273 | 지구 | 가장 밝음 (광도 거리 24억 광년) |
| +13.42 | 달 트리톤 | 지구 | 최대 밝기[62] |
| +13.65 | 왜소 행성 명왕성 | 지구 | 최대 밝기,[60] 6.5등급 맨눈 하늘보다 725배 더 희미함 |
| +13.9 | 달 티타니아 | 지구 | 최대 밝기; 천왕성의 가장 밝은 달 |
| +14.1 | 별 WR 102 | 지구 | 가장 뜨거운 별 |
| +15.4 | 켄타우루스 키론 | 지구 | 최대 밝기[67] |
| +15.55 | 달 카론 | 지구 | 최대 밝기 (명왕성의 가장 큰 달) |
| +16.8 | 왜소 행성 마케마케 | 지구 | 현재 충 밝기[68] |
| +17.27 | 왜소 행성 하우메아 | 지구 | 현재 충 밝기[69] |
| +18.7 | 왜소 행성 에리스 | 지구 | 현재 충 밝기 |
| +19.5 | 카탈리나 하늘 탐사 0.7미터 망원경을 사용하여 30초 노출로 관측 가능한 가장 희미한 물체[50], 소행성 지구 충돌 최종 경보 시스템 (ATLAS)의 대략적인 제한 등급. |
| +20.7 | 달 칼리르호에 | 지구 | (작은 ≈8 km 목성의 위성)[62] |
| +22 | 600 mm (24″) 리치-크레티앙 망원경으로 30분 동안 쌓인 이미지(각 5분 간격의 6개 하위 프레임)를 CCD 검출기를 사용하여 가시광선으로 관측 가능한 가장 희미한 물체[51] |
| +22.8 | 루먼 16 | 지구 | 가장 가까운 갈색 왜성 (루먼 16A=23.25, 루먼 16B=24.07) |
| +22.91 | 달 히드라 | 지구 | 명왕성의 달의 최대 밝기 |
| +23.38 | 달 닉스 | 지구 | 명왕성의 달의 최대 밝기 |
| +24 | Pan-STARRS 1.8미터 망원경을 사용하여 60초 노출로 관측 가능한 가장 희미한 물체[52] 현재 자동화된 모든 하늘 천문 조사의 제한 등급. |
| +25.0 | 달 펜리르 | 지구 | (작은 ≈4 km 토성의 위성)[63] |
| +25.3 | 해왕성 횡단 천체 | 지구 | 태양계에서 가장 멀리 떨어진 알려진 관측 가능한 물체는 태양에서 약 132AU 떨어져 있음. |
| +26.2 | 해왕성 횡단 천체 | 지구 | 태양에서 약 90AU 떨어져 있으며 맨눈으로 볼 수 있는 것보다 약 7,500만 배 더 희미한 200 km 크기의 물체. |
| +27.7 | 수바루 망원경과 같은 8미터급 지상 망원경 한 대에서 10시간 동안 촬영한 이미지로 관측 가능한 가장 희미한 물체[53] |
| +28.2 | 핼리 혜성 | 지구 (2003) | 2003년, 태양에서 떨어진 핼리 혜성은 ESO의 초대형 망원경 배열에서 4개의 동기화된 개별 망원경 중 3개를 사용하여 총 노출 시간 약 9시간으로 촬영.[54] |
| +28.4 | 소행성 | 지구 궤도 | 허블 우주 망원경 (HST)에 의해 관측된 ≈15킬로미터 카이퍼대 천체의 관측 등급, 가장 희미하게 알려진 직접 관측된 소행성. |
| +29.4 | JADES-GS-z13-0 | 지구 | 제임스 웹 우주 망원경에 의해 발견. 가장 먼 물체 중 하나.[55] |
| +31.5 | 허블 우주 망원경을 사용하여 10년에 걸쳐 수집된 ≈23일의 노출 시간으로 극심 우주 탐사를 통해 가시광선으로 관측 가능한 가장 희미한 물체[56] |
| +34 | 제임스 웹 우주 망원경으로 가시광선으로 관측 가능한 가장 희미한 물체[57] |
| +35 | 이름 없는 소행성 | 지구 궤도 | 가장 희미하게 알려진 소행성의 예상 등급, 2009년 별 앞을 통과하는 (HST에 의해) 발견된 950미터 카이퍼대 천체.[58] |
| +35 | 별 LBV 1806−20 | 지구 | 성간 소멸로 인한 가시광선에서의 예상 등급, 발광 청색 변광성 |