見かけの等級

小惑星65キュベレーと水瓶座の2つの星。等級はラベルで表示されています。

見かけの等級（m ）は、恒星、天体、または人工衛星などの天体の明るさを表す尺度です。その値は、その天体の固有光度、距離、そして観測者の視線方向にある星間塵や大気による減光によって決まります。

天文学において「等級」という言葉は、特に断りのない限り、通常は天体の見かけの等級を指します。等級の尺度は、古代ローマの天文学者 クラウディウス・プトレマイオスよりも古く、プトレマイオスは星表に1等級（最も明るい）から6等級（最も暗い）までの星を記載することで、この体系を普及させました。[1]現代の等級は、1856年にノーマン・ポグソンによって、この歴史的体系に厳密に一致するように数学的に定義されました。

スケールは逆対数です。つまり、天体が明るいほど、等級は小さくなります。等級差1.0は、明るさの比で約2.512に相当します。例えば、等級2.0の星は、等級3.0の星の2.512倍、等級4.0の星の6.31倍、等級7.0の星の100倍の明るさです。

最も明るい天体は負の視等級を持ちます。例えば、金星は-4.2等級、シリウスは-1.46等級です。最も暗い夜に肉眼で見える最も暗い星の視等級は約+6.5等級ですが、これは人の視力、高度、大気の状態によって異なります。[2]既知の天体の視等級は、-26.832等級（太陽）から、ハッブル宇宙望遠鏡の深宇宙画像に写る+31.5等級の天体までの範囲です。[3]

見かけの等級の測定は測光と呼ばれます。測光測定は、UBVシステムやStrömgren uvbyβシステムなどの測光システムに属する標準通過帯域フィルターを用いて、紫外線、可視光線、赤外線の 波長帯域で行われます。Vバンドでの測定は、見かけの視等級と呼ばれることもあります。

絶対等級は、天体が観測時の見かけの明るさではなく、放射する光度を測定する関連量であり、同じ逆対数スケールで表されます。絶対等級は、星または天体を10パーセク（33光年、3.1 × 10 14キロメートル、1.9 × 10 14マイル）の距離から観測した場合の見かけの等級として定義されます。したがって、地球からの距離に関係なく星の特性を示すため、恒星天体物理学においてより多く用いられます。しかし、観測天文学や一般的な天体観測では、「等級」という表現は見かけの等級を意味します。

アマチュア天文学者は、空の暗さを限界等級、つまり肉眼で見える最も暗い星の見かけの等級で表現することがよくあります。これは、光害の広がりを監視する方法として役立ちます。

見かけの等級は技術的には照度の尺度であり、ルクスなどの測光単位でも測定できます。[4]

歴史


一般的な
人間の
目で見える[5]		見かけの
等級		ベガに対する相対的な明る
さ

夜空にある見かけの等級[6]よりも明るい星（太陽
以外）の数


はい−1.0251%1 (シリウス)
0.0100%5

（ベガ、カノープス、アルファ・ケンタウリ、アークトゥルス）

1.040%15
2.016%48
3.06.3%171
4.02.5%513
5.01.0%1602
6.00.4%4800
6.50.25%9100 [7]
いいえ 7.00.16 %14000
8.00.063% 42000
9.00.025%121000
10.00.010%34万

等級を表すのに使われる目盛りは、肉眼で見える星を6等級に分けたヘレニズム時代の慣習に由来する。夜空で最も明るい星は1等星（m = 1）、最も暗い星は6等星（m = 6）と言われ、これは（望遠鏡の助けを借りずに）人間の視覚の限界である。各等級の等級は、次の等級の明るさの2倍であると考えられていた（対数目盛り）が、当時は光検出器が存在しなかったため、その比率は主観的であった。星の明るさを表すこのやや大まかな目盛りは、プトレマイオスの『アルマゲスト』で普及し、一般にはヒッパルコスが考案したと考えられている。ヒッパルコスのオリジナルの星表は失われているため、このことは証明も反証もできない。ヒッパルコス自身による唯一の現存する文書（アラトスへの注釈）には、彼が明るさを数値で表す体系を持っていなかったことが明確に記録されている。彼は常に「大きい」や「小さい」、「明るい」や「かすかな」といった用語、さらには「満月のときに見える」といった表現を用いている。[8]

1856年、ノーマン・ロバート・ポグソンは、 1等星を6等星の100倍の明るさを持つ星と定義することでこのシステムを公式化し、今日でも使用されている対数スケールを確立しました。これは、m等星の明るさはm +1等星の約2.512倍であることを意味します。この数字は100の5乗根であり、ポグソン比。 [9] 1884年のハーバード測光法と1886年のポツダム測光星表によってポグソン比は普及し、最終的には現代天文学において明るさの違いを記述するための事実上の標準となった。 [10]

0.0等級が何を意味するかを定義して較正することは難しく、異なる種類の光を検出する（おそらくフィルターを使用することにより）異なるタイプの測定には異なるゼロ点があります。ポグソンの1856年の元の論文では、6.0等級を肉眼で見ることができる最も暗い星と定義しましたが、[11]最も暗い目に見える星の実際の限界は、大気と星が空でどのくらい高いかによって異なります。ハーバード測光法では、北極星に近い100個の星の平均を使用して5.0等級を定義しました。[12]その後、ジョンソンUVB測光システムは、異なるフィルターを使用して複数タイプの測光測定を定義し、各フィルターの0.0等級は、ベガと同じスペクトル型を持つ6つの星の平均として定義されました。これは、これらの星の色指数が0になるように行われました。 [13]このシステムはしばしば「ベガ正規化」と呼ばれますが、ベガは0.0等級を定義するために使用される6つの星の平均よりもわずかに暗いため、定義によりベガの等級は0.03に正規化されます。

高倍率での肉眼観察の限界等級[14]
望遠鏡
口径
（mm）		限界
等級
3511.3
6012.3
10213.3
15214.1
20314.7
30515.4
40615.7
50816.4

現代の等級システムでは、明るさはポグソン比を用いて表されます。実際には、等級が30を超えることはほとんどありません。それを超えると星は暗すぎて検出できなくなります。ベガは0等級に近いですが、夜空には可視波長でより明るい星が4つ（赤外線波長ではさらに明るい）あり、明るい惑星である金星、火星、木星もあります。明るいほど等級が小さいため、これらは負の等級で表す必要があります。例えば、天球で最も明るい星であるシリウスは、可視光で-1.4等級です。他の非常に明るい天体の負の等級については、下の表をご覧ください

天文学者たちは、ベガ正規化システムの代替として、他の測光零点システムを開発してきた。最も広く使用されているのはAB等級システム[15]であり、このシステムでは、測光零点は恒星スペクトルや黒体曲線を基準とするのではなく、単位周波数間隔あたり一定の光束を持つ仮想的な基準スペクトルに基づいている。AB等級零点は、天体のAB等級とベガ等級がVフィルター帯域においてほぼ等しくなるように定義される。しかし、AB等級システムは、1つの波長の光のみを測定する理想的な検出器を想定して定義されているのに対し、実際の検出器は様々な波長のエネルギーを受け入れる。

測定

よく知られている物体の大きさ、表面輝度、角直径を示す散布図。

等級の精密測定（測光）には、写真装置または（通常は）電子式検出装置の較正が必要である。これは通常、スペクトルフィルターを用いて等級が正確にわかっている標準星を、同一条件下で同時に観測することを伴う。さらに、望遠鏡が実際に受け取る光の量は地球の大気を透過することによって減少するため、目標星と較正星の気団を考慮する必要がある。典型的には、等級が既知で十分に類似したいくつかの異なる星を観測する。目標星に近い空にある較正星が好まれる（大気の経路に大きな差が生じないようにするため）。これらの星の天頂角（高度）が多少異なる場合は、気団の関数として補正係数を導き出し、目標星の位置における気団に適用することができる。このような較正により、見かけの等級が定義される大気圏上空から観測されるのと同じ明るさが得られる。[要出典]

天文学における見かけの等級は、星の振幅ではなく、その受信パワーを反映します。初心者は、天体写真における相対的な明るさの尺度を使用して、星間の露出時間を調整することを検討する必要があります。見かけの等級は、焦点に関係なく、オブジェクト全体に積分されるため、太陽、月、惑星など、見かけの大きさが大きいオブジェクトの露出時間をスケーリングするときには、これを考慮する必要があります。たとえば、月から太陽までの露出時間を直接スケーリングすることは、空でそれらがほぼ同じ大きさであるためうまくいきます。ただし、月から土星までの露出をスケーリングすると、土星の画像がセンサー上で月よりも小さい領域を占める場合（同じ倍率、より一般的にはf/#で）、露出オーバーになります。

計算

ESOのVISTAが撮影したかじき座30番星の画像。この星雲の視等級は8です
相対的な明るさと等級のグラフ

物体が暗く見えるほど、その等級に与えられる数値は大きくなり、等級差が5であれば明るさ係数はちょうど100に相当します。したがって、スペクトルバンドxにおける等級mは次のように与えられ、 これは常用対数（底10）で表すのが一般的です。ここで、F xはスペクトルフィルタxを用いた観測放射照度、F x ,0はその測光フィルタの基準光束（ゼロ点）です。等級が5増加すると明るさはちょうど100分の1に減少するため、等級が1増加するごとに明るさは係数（ポグソン比）だけ減少します。上記の式を逆にすると、等級差m 1 − m 2 = Δ mは明るさ係数を意味します。

例: 太陽と月

太陽と満月の明るさの比率はどれくらいですか？

太陽の見かけの等級は-26.832 [16] （明るい）、満月の平均等級は-12.74 [17]（暗い）である。

等級差：

明るさ：

太陽の明るさはおよそ満月の40万倍の明るさ。

等級の加算

明るさを加算したい場合があります。例えば、近接した二重星の測光では、それらの合成光出力しか測定できない場合があります。個々の構成要素の等級しか分かっていない場合、その二重星の合成等級を求めるには、各等級に対応する明るさ（線形単位）を加算することで行うことができます。[18]

を解くと、m f はm 1とm 2で示される明るさを加えた後の結果の大きさになります。

見かけの放射等級

等級とは一般的に、特定の波長範囲に対応するフィルター帯域における測定値を指すのに対し、見かけの等級または絶対等級（m bol）は、物体の見かけの明るさまたは絶対の明るさを電磁スペクトルの全波長にわたって積分した値（それぞれ物体の放射照度または電力とも呼ばれる）である。見かけの等級スケールのゼロ点は、見かけの等級0等級が2.518×10 −8 ワット/平方メートル（W·m −2 ）の放射照度に相当するという定義に基づいている。[16]

絶対等級

見かけの等級は特定の観測者から見た天体の明るさの尺度ですが、絶対等級は天体の固有の明るさの尺度です。フラックスは距離とともに反二乗の法則に従って減少するため、星の見かけの等級はその絶対的な明るさと距離（および減光）の両方に依存します。例えば、ある距離にある星は、その2倍の距離にある4倍明るい星と同じ見かけの等級になります。対照的に、天体の固有の明るさは、観測者の距離や減光には依存しません。[19]

恒星または天体の 絶対等級Mは、10パーセク（33光年）の距離から見た場合の見かけの等級として定義されます。太陽の絶対等級は、Vバンド（可視光）で4.83、ガイア衛星のGバンド（緑）で4.68、Bバンド（青）で5.48です。[20] [21] [22]

惑星や小惑星の場合、絶対等級Hはむしろ、観測者と太陽の両方から1天文単位（1億5000万km）離れており、最大衝で完全に照らされている場合（観測者が太陽の表面に位置し、理論的にのみ達成可能な構成）の見かけの等級を意味します。[23]

標準参照値

典型的なバンドの標準見かけの等級とフラックス[24]
バンドλ
(μm) 		⁠Δλ/λ
（半値全幅）		m = 0におけるフラックス、F x ,0
Jy10 −20  erg/(s·cm 2 ·Hz)
U0.360.1518101.81
B0.440.2242604.26
V0.550.1636403.64
R0.640.2330803.08
私0.790.1925502.55
J1.260.1616001.60
H1.600.2310801.08
K2.220.23 6700.67
リットル3.50
グラム0.520.1437303.73
r0.670.1444904.49
i0.790.1647604.76
z0.910.1348104.81

大きさのスケールは逆対数スケールである。よくある誤解として、スケールが対数的な性質を持つのは人間の目自体が対数的な反応を持つためだとするものがある。ポグソンの時代にはこれは正しいと考えられていた（ウェーバー・フェヒナーの法則を参照）が、現在ではその反応はべき乗則 であると考えられている（スティーブンスのべき乗法則を参照）。[25]

光は単色ではないため、等級の測定は複雑になります。光検出器の感度は光の波長によって変化し、その変化の仕方は光検出器の種類によって異なります。そのため、等級の値を意味のあるものにするには、その測定方法を明確にする必要があります。この目的のために、UBVシステムが広く使用されています。UBVシステムでは、等級は3つの異なる波長帯、すなわちU（約350 nmを中心とし、近紫外線）、B（約435 nm、青色領域）、V（約555 nm、日光における人間の可視光線の中央）で測定されます。Vバンドはスペクトル測定を目的として選択され、人間の目で見た等級に近い等級を与えます。特に断りなく見かけの等級について議論する場合は、通常、V等級が理解されます。[26]

赤色巨星や赤色矮星といった低温の恒星は、スペクトルの青色領域や紫外線領域でほとんどエネルギーを放出しないため、そのエネルギーはUBVスケールでは過小評価されることが多い。実際、L型やT型の恒星の中には、可視光での放出が非常に少なく、赤外線領域で最も強いため、推定等級が100をはるかに超えるものもある。[27]

等級の測定には慎重な取り扱いが必要であり、同種のもの同士で測定することが極めて重要です。20世紀初頭以前のオルソクロマティック（青色に感度を持つ）写真フィルムでは、青色超巨星 リゲルと赤色超巨星ベテルギウス不規則変光星（最大時）の相対的な明るさは、人間の目で知覚されるものとは逆になります。これは、この古いフィルムが赤色光よりも青色光に感度が高いためです。この方法によって得られる等級は写真等級と呼ばれ、現在では時代遅れとみなされています。[28]

天の川銀河内の天体については、絶対等級が与えられている場合、その天体までの距離が10倍になるごとに見かけの等級に5が加算されます。非常に遠距離にある天体（天の川銀河からはるかに離れた天体）については、この関係は赤方偏移と一般相対性理論に基づく非ユークリッド距離の尺度を考慮して調整する必要があります。[29] [30]

惑星やその他の太陽系天体の場合、見かけの等級はその位相曲線と太陽および観測者までの距離から求められます。[31]

見かけの等級一覧

記載されている等級の一部は概算です。望遠鏡の感度は、観測時間、光学帯域、散乱光や大気光による干渉光に依存します。

天体の見かけの視等級
見かけの
等級
（V）		天体観測地…注記
−67.57ガンマ線バースト GRB 080319B1 AU離れたところから見える 終わるだろう地球から見た太陽の2 × 10の16乗（20京倍）の明るさ
−43.27恒星NGC 2403 V141AUの距離から見える
−41.82星NGC 2363-V11AUの距離から見える
−41.39白鳥座OB2-12星1AUの距離から見える
−40.67M33-013406.63星1AUの距離から見える
−40.17ηカリーナA星1AUの距離から見える
−40.07さそり座ゼータ1星1 AU離れたところから見える
−39.66星R136a11 AU離れたところから見える
−39.47はくちょう座P星1AUの距離から見える
−38.00リゲル星1 AU離れたところから見える視直径35度の、非常に明るい青みがかった大きな円盤として見えるでしょう
−37.42ベテルギウス1 AU離れたところから見える
−30.52 [注1]チェリャビンスク流星ロシアのチェリャビンスクから地球上で観測最大輝度では太陽の約30倍の明るさ[32]
−30.30シリウスA星1 AU離れたところから見える
−29.30太陽星水星近日点から見える
−27.40恒星 太陽近日点の金星から見た
−26.83恒星 太陽地球から見える[16]平均的な満月の約40万倍の明るさ
−25.60恒星 太陽遠日点の火星から見た
−25一般的に目に軽い痛みを感じる最小の明るさ
−23.00恒星 太陽遠日点にある木星から見た
−21.70恒星 太陽遠日点の土星から見た
−21.00恒星 太陽曇りの正午に地球から見える約1000ルクスを測定
−20.20恒星 太陽遠日点の天王星から見た
−19.30恒星 太陽海王星から見た
−19.00恒星 太陽非常に強い曇りの正午に地球から見える約100ルクスを測定
−18.20恒星 太陽遠日点の冥王星から見た
−17.70地球月の光として完全に照らされた地球[33]
−16.70恒星 太陽遠日点のエリスから見える
−16.00恒星 太陽地球の夕暮れのように約10ルクスを測定[34]
−14.2照度1ルクス[35] [36]
−12.60満月近日点の地球から見た満月近地点＋近日点＋満月の最大輝度（約0.267ルクス；平均距離値は−12.74 [17] 、ただし衝効果を含めると値は約0.18等級明るくなる）
−12.40ベテルギウス（超新星爆発時）超新星爆発時に地球から見える[37]
−11.20恒星 太陽遠日点のセドナから見た
−10.00池谷・関彗星（1965年）地球から見たこれは現代で最も明るいクロイツ・サングライザーであった[38]
−9.50イリジウム（衛星）フレア地球から見た最大光度
−9～−10フォボス（衛星）火星から見た最大光度
−7.501006年の超新星爆発地球から見た記録史上最も明るい恒星現象（7200光年離れた場所）[39]
−6.80アルファ・ケンタウリAプロキシマ・ケンタウリbから見た[40]
−6.00夜空全体の積分等級（大気光を含む）地球から見た約0.002ルクス
−6.001054年のかに座超新星爆発地球から見た（6500光年離れたところ）[41]
−5.90国際宇宙ステーション地球から見たISSが近地点にあり、太陽の光を完全に浴びているとき[42]
−4.92金星地球から見た三日月として照らされたときの最大輝度[43]
−4.14金星地球から見た平均明度[43]
−4太陽が高く位置している昼間に肉眼で観測できる最も暗い天体。見かけの等級が−4以下の場合、天体は人間の目に見える影を落とします[44]
−3.99おおいぬ座イプシロン星地球から見た470万年前に最大輝度を記録し、過去500万年間とその後500万年間で最も明るい星となった。[45]
−3.69月地球から見た地球光の反射（最大）[33]
−2.98金星地球から見た太陽面通過時の最低輝度。[46]
−2.94木星地球から見た最大輝度[43]
−2.94火星地球から見た最大輝度[43]
−2.5太陽が地平線から10度未満のとき、日中に肉眼で見える最も暗い天体
−2.50新月地球から見た最小輝度
−2.50地球火星から見た最大光度
−2.48水星地球から見た外合時に最大光度となる（金星とは異なり、水星は太陽の裏側にあるときに最も明るくなる。これは、両者の位相曲線が異なるためである）[43]
−2.20木星地球から見た平均明度[43]
−1.66木星地球から見た最小光度[43]
−1.47シリウス星系地球から見た可視波長域で太陽以外で最も明るい恒星[47]
−0.83イータ・カリーナ星地球から見た1843年4月の超新星偽装時の見かけの明るさ
−0.72カノープス地球から見た夜空で2番目に明るい星[48]
−0.55土星地球から見たリングが地球に向かって傾いているとき、衝と近日点付近で最大輝度となる[43]
−0.30ハレー彗星地球から見た2061年通過時の予想見かけ等級
−0.27アルファ・ケンタウリAB星系地球から見た合成等級（夜空で3番目に明るい星）
−0.04星アルクトゥルス地球から見た肉眼で4番目に明るい星[49]
−0.01アルファケンタウリA星地球から見た夜空で望遠鏡で見える4番目に明るい恒星
+0.03ベガ星地球から見たもともと零点の定義として選ばれた[50]
+0.13大マゼラン雲地球から見た
+0.23水星地球から見た平均明度[43]
+0.46恒星 太陽アルファケンタウリから見た
+0.46土星地球から見た平均明度[43]
+0.71火星地球から見た平均明度[43]
+0.90月火星から見た最大光度
+1.17土星地球から見た最小光度[43]
+1.33アルファケンタウリB星地球から見た
+1.86火星地球から見た最小光度[43]
+1.98北極星地球から見た平均輝度[51]
+2.00T CrB星系（新星爆発時）地球から見た80年ごとに新星爆発を起こす恒星系
+2.40ハレー彗星地球から見た1986年の近日点通過時の明るさ
+2.7小マゼラン雲地球から見た
+3市街地で肉眼で見える最も暗い天体
+3.03超新星SN 1987A地球から見た大マゼラン雲（16万光年離れた場所）
+3.44アンドロメダ銀河地球から見たM31 [52]
+4郊外の住宅地で肉眼で見える最も暗い天体
+4.00オリオン大星雲地球から見たM42
+4.38衛星ガニメデ地球から見た最大光度[53]（木星の衛星であり、太陽系最大の衛星）
+4.50散開星団M41地球から見たアリストテレスが観測した可能性のある散開星団[54]
+4.50いて座矮小球状銀河地球から見た
+5.20小惑星ベスタ地球から見た最大光度
+5.38 [55] 天王星​地球から見た最大光度[43]（天王星は2050年に近日点を通過する）
+5.68天王星地球から見た平均明度[43]
+5.72渦巻銀河M33地球から見たこれは暗い空の下での肉眼での視力の検査として使用される[56] [57]
+5.80ガンマ線バースト GRB 080319B地球から見た2008年3月19日、地球から75億光年の距離で観測された最大視等級（「クラークイベント」）。
+6.03天王星地球から見た最小光度[43]
+6.49小惑星パラス地球から見た最大光度
+6.5非常に良好な条件下で平均的な肉眼観測者が観測できる星のおおよその限界。6.5等級までの星は約9,500個ある。[5]
+6.50全球クラスターM2地球から見た平均肉眼ターゲット
+6.64準惑星ケレス地球から見た最大光度
+6.75小惑星アイリス地球から見た最大光度
+6.90渦巻銀河M81地球から見たこれは人間の視力とボートルスケールを限界まで押し上げる極端な裸眼ターゲットである[58]
+7.25水星地球から見た最小光度[43]
+7.67 [59]海王星地球から見た最大光度[43]（海王星は2042年に近日点を通過する）
+7.78海王星地球から見た平均明度[43]
+8肉眼限界、ボートルスケールのクラス1 、地球上で最も暗い空。[60]
+8.00海王星地球から見た最小光度[43]
+8.10衛星タイタン地球から見た最大光度；土星最大の衛星；[61] [62]平均衝等級 8.4 [63]
+8.29たて座UY星地球から見た最大輝度。半径で知られている最大の恒星の一つ
+8.94小惑星ヒュギエア10地球から見た最大光度[64]
+9.30渦巻銀河M63地球から見た
+9.5一般的な条件下で一般的な10×50双眼鏡で見える最も暗い天体[65]
+10 月周回軌道上のアポロ8号CSM地球から見た計算（リーモーン）[66]
+10T CrB星系（平均）地球から見た80年ごとに新星爆発を起こす恒星系
+10.20衛星イアペトゥス地球から見た最大光度[62] 、土星の西側にあるときに最も明るくなり、反転するのに40日かかる
+11.05プロキシマ・ケンタウリ地球から見た最も近い恒星（太陽以外）
+11.8衛星フォボス地球から見た最大輝度。火星の明るい衛星
+12.23星R136a1地球から見た知られている中で最も明るく、最も質量の大きい恒星[67]
+12.89衛星デイモス地球から見た最大光度
+12.91クエーサー 3C 273地球から見た最も明るい（光度距離24億光年）
+13.42衛星トリトン地球から見た最大光度[63]
+13.65準惑星冥王星地球から見た最大光度、[68]肉眼で見える6.5等級の725分の1の明るさ
+13.9衛星タイタニア地球から見た最大輝度。天王星の最も明るい衛星
+14.1恒星WR 102地球から見た最も熱い既知の恒星
+14.6ケンタウロス族の ケイロン地球から見た最大輝度[69]
+15.55衛星カロン地球から見た最大輝度（冥王星の最大の衛星）
+16.8準惑星マケマケ地球から見た現在の衝の明るさ[70]
+17.27準惑星ハウメア地球から見た現在の衝の明るさ[71]
+18.7準惑星エリス地球から見た現在の衝の明るさ
+19.5カタリナ・スカイ・サーベイ0.7メートル望遠鏡で30秒露出で観測できる最も暗い天体[72]と、小惑星地球衝突最終警報システム（ATLAS）のおおよその限界等級
+20.7衛星カリロエ地球から見た（木星の小さな衛星、直径約8km）[63]
+22CCD検出器を用いた30分間のスタック画像（5分間の6つのサブフレーム）で、600mm（24インチ）リッチー・クレティエン望遠鏡で可視光で観測できる最も暗い天体[73]
+22.8ルーマン16地球から見た最も近い褐色矮星(ルーマン16A=23.25、ルーマン16B=24.07) [74]
+22.91衛星ヒドラ地球から見た冥王星の衛星の最大輝度
+23.38月Nix地球から見た冥王星の衛星の最大輝度
+24パンスターズ1.8メートル望遠鏡で60秒の露出で観測できる最も暗い天体[75]。これ は現在、自動全天天文調査の限界等級です
+25.0衛星フェンリル地球から見た（土星の小さな衛星 ≈ 4 km）[76]肉眼で見えるものの約2500万倍暗い
+25.3太陽系外縁天体2018 AG 37地球から見た太陽系で最も遠い観測可能な天体。太陽から約132 AU（197億km）の距離にある
+26.2太陽系外縁天体2015 TH 367地球から見た太陽から約90天文単位（130億km）離れた、直径200kmの天体。肉眼で見えるものの約7500万倍も暗い
+27.7すばる望遠鏡のような口径8メートル級の地上望遠鏡1台で10時間の画像で観測できる最も暗い天体[77]
+28.2ハレー彗星地球から見た（2003年）2003年、太陽から28AU（42億km）の距離にあったとき、ESOの超大型望遠鏡アレイの同期した4つの個別望遠鏡のうち3つを使用して、合計約9時間の露出時間で撮影されました[78]
+28.4小惑星2003 BH91地球軌道から見た2003 年にハッブル宇宙望遠鏡(HST)によって観測された直径約 15 キロメートルのカイパーベルト天体の観測等級。直接観測された小惑星の中で最も暗いことが知られています。
+29.4JADES-GS-z13-0地球から見たジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によって発見されました。発見された最も遠い天体の一つです。[79]肉眼で観測できる光の約10億倍暗いです
+31.5ハッブル宇宙望遠鏡のエクストリーム・ディープ・フィールドで10年間にわたり約23日間の露出時間で収集された可視光で観測できる最も暗い天体[80]
+35名前のない小惑星地球軌道から見た2009年に恒星の前を通過するのが発見された（HSTによって）直径950メートルのカイパーベルト天体である、知られている中で最も暗い小惑星の予想等級。[81]
+35銀河中心の背後の星々地球から見た星間減光による可視波長での予想等級

参照

注記

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