Mostrar código-fonte de Magnitude aparente

[[Imagem:65Cyb-LB3-apmag.jpg|thumb|upright=1.4|right|[[Asteroide]] [[65 Cybele]] e duas [[estrela]]s, com suas magnitudes marcadas]]
A '''magnitude aparente''' ('''{{mvar|m}}''') é uma medida do [[Irradiância|brilho]] de uma [[estrela]] ou outro [[objeto astronômico]] observado da [[Terra]]. A magnitude aparente de um objeto depende de sua [[luminosidade]] intrínseca, sua distância da Terra e qualquer [[Extinção (astronomia)|extinção]] da luz do objeto causada pela [[poeira interestelar]] ao longo da linha de visão do observador.

A palavra ''magnitude'' em [[astronomia]], salvo indicação em contrário, geralmente se refere à magnitude aparente de um objeto celeste. A escala de magnitude remonta ao antigo [[Astronomia na Grécia Antiga#Astronomia nas eras greco-romana e da Antiguidade Tardia|astrônomo romano]] [[Ptolemeu]], cujo [[catálogo de estrelas]] listou estrelas de [[Estrela de primeira magnitude|1.ª magnitude]] (mais brilhante) a 6.ª magnitude (mais fraca). A escala moderna foi definida matematicamente de forma a corresponder de perto a esse sistema histórico.

A escala é [[Escala logarítmica|logarítmica]] reversa: quanto mais brilhante é um objeto, menor é o seu número de [[Magnitude (astronomia)|magnitude]]. Uma diferença de 1.0 em magnitude corresponde a uma taxa de brilho de <math>\sqrt[5]{100}</math>, ou cerca de 2.512. Por exemplo, uma estrela de magnitude 2.0 é 2.512 vezes mais brilhante que uma estrela de magnitude 3.0, 6.31 vezes mais brilhante que uma estrela de magnitude 4.0 e 100 vezes mais brilhante que uma de magnitude 7.0.

Os objetos astronômicos mais brilhantes têm magnitudes aparentes negativas: por exemplo, [[Vênus (planeta)|Vênus]] em -4.2 ou [[Sirius]] em -1.46. As estrelas mais fracas visíveis a [[olho nu]] na noite mais escura têm magnitudes aparentes de cerca de +6.5, embora isso varie dependendo da [[Acuidade visual|visão]] de uma pessoa e da [[Sistema horizontal de coordenadas|altitude]] e das condições atmosféricas.<ref>{{citar periódico|título=On the Limits of Unaided Vision|periódico=[[Lick Observatory|Lick Observatory Bulletin]]|número=38|páginas=67–69|último=Curtis|primeiro=Heber Doust|doi=10.5479/ADS/bib/1903LicOB.2.67C|publicado=[[University of California]]|ano=1903|volume=2|bibcode=1903LicOB...2...67C|orig-date=1901-03-27|doi-access=free}}</ref> As magnitudes aparentes de objetos conhecidos variam desde o [[Sol]] em -26.832 até objetos em imagens profundas do [[Telescópio Espacial Hubble]] de magnitude +31.5.<ref name="AAVSO">{{citar web|título=Magnitudes: Measuring the Brightness of Stars|primeiro=Templeton |último=Matthew |data=21 de outubro de 2011|publicado=American Association of Variable Stars (AAVSO)|url=https://www.aavso.org/magnitude|acessodata=19 de maio de 2019|arquivourl=https://web.archive.org/web/20190518084414/https://www.aavso.org/magnitude|arquivodata=18 de maio de 2019|urlmorta=não}}</ref>

A medição da magnitude aparente é chamada de [[Fotometria (astronomia)|fotometria]]. As medições fotométricas são feitas nas bandas de comprimento de onda [[Radiação ultravioleta|ultravioleta]], [[Espectro visível|visível]] ou [[Radiação infravermelha|infravermelho]] usando filtros de [[banda passante]] padrão pertencentes a [[sistemas fotométricos]], como o [[sistema UBV]] ou o [[Sistema fotométrico Strömgren|sistema Strömgren ''uvbyβ'']].

A [[magnitude absoluta]] é uma medida da luminosidade intrínseca de um objeto celeste, em vez de seu brilho aparente, e é expressa na mesma escala logarítmica reversa. A magnitude absoluta é definida como a magnitude aparente que uma estrela ou objeto teria se fosse observada a uma distância de 10 [[parsec]]s (33 [[anos-luz]]; 3.1×10<sup>14</sup> quilômetros). Portanto, é de maior uso na [[astrofísica estelar]], pois se refere a uma propriedade de uma estrela, independentemente de quão perto ela esteja da Terra. Mas na [[astronomia observacional]] e na [[Astronomia amadora|observação amadora]] de estrelas, referências não qualificadas a "magnitude" são entendidas como significando magnitude aparente.

== História ==
{|class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em; text-align: center;"
! Visível ao<br />olho humano<br />típico<ref name="SIMBAD-mag6.5">{{citar web |título=Vmag<6.5 |publicado=SIMBAD Astronomical Database |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-sam?Criteria=Vmag%3C6.5 |acessodata=2010-06-25 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20150222212314/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-sam?Criteria=Vmag%3C6.5 |arquivodata=2015-02-22 |urlmorta=não }}</ref>
! Magnitude<br />aparente
! Brilho em<br />relação<br />a [[Vega (estrela)|Vega]]
! Número de estrelas<br />(além do [[Sol]])<br />mais brilhantes que a<br />magnitude aparente<ref>{{citar web | url = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html |arquivourl= https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html |arquivodata= 2008-02-06 | título= Magnitude |publicado= National Solar Observatory—Sacramento Peak | acessodata = 2006-08-23}}</ref><br />no [[céu noturno]]
|-
| rowspan="9" | Sim
| −1,0 || 251% ||1 ([[Sirius]])
|-
| 0,0 || 100% ||4
<small>([[Canopus]], [[Alpha Centauri]],<br />[[Arcturus]] e [[Vega (estrela)|Vega]])</small>
|-
| 1,0 || 40% ||15
|-
| 2,0 || 16% ||48
|-
| 3,0 || 6,3% ||171
|-
| 4,0 || 2,5% ||513
|-
| 5,0 || 1,0% ||{{val|1602}}
|-
| 6,0 || 0,4% ||{{val|4800}}
|-
| 6,5 || 0,25% ||{{val|9100}}<ref>[[Bright Star Catalogue]]</ref>
|-
| rowspan="4" | Não
| 7,0 || 0,16% ||{{val|14000}}
|-
| 8,0 || 0,063% ||{{val|42000}}
|-
| 9,0 || 0,025% ||{{val|121000}}
|-
| 10,0 || 0,010% ||{{val|340000}}
|}

A escala usada para indicar a magnitude tem origem na prática helenística de dividir as [[estrela]]s visíveis a [[olho nu]] em seis ''magnitudes''. Dizia-se que as estrelas mais brilhantes no [[céu noturno]] eram de [[Estrela de primeira magnitude|primeira magnitude]] ({{mvar|m}} = 1), enquanto as mais fracas eram de sexta magnitude ({{mvar|m}} = 6), que é o limite da [[percepção visual]] [[humana]] (sem o auxílio de um [[telescópio]]). Cada grau de magnitude foi considerado o dobro do brilho do grau seguinte (uma [[escala logarítmica]]), embora essa proporção fosse subjetiva, pois não existiam [[fotodetector]]es. Essa escala um tanto grosseira para o brilho das estrelas foi popularizada por [[Ptolomeu]] em seu ''[[Almagesto]]'' e acredita-se que tenha se originado com [[Hiparco]]. Isso não pode ser provado ou refutado porque o catálogo original de estrelas de Hiparco foi perdido. O único texto preservado do próprio Hiparco (um comentário a Arato) documenta claramente que ele não tinha um sistema para descrever o brilho com números: ele sempre usa termos como "grande" ou "pequeno", "brilhante" ou "fraco" ou mesmo descrições como "visível na lua cheia".<ref>Hoffmann, S., Hipparchs Himmelsglobus, Springer, Wiesbaden/ New York, 2017</ref>

Em 1856, [[Norman Robert Pogson]] formalizou o sistema definindo uma estrela de primeira magnitude como uma estrela que é 100 vezes mais brilhante que uma estrela de sexta magnitude, estabelecendo assim a escala logarítmica ainda em uso hoje. Isso implica que uma estrela de magnitude {{mvar|m}} é cerca de 2512 vezes mais brilhante que uma estrela de magnitude {{math|''m'' + 1}}. Esse valor, a [[Fração contínua generalizada#Exemplo 2|quinta raiz de 100]], ficou conhecido como Razão de Pogson.<ref>{{citar periódico |título=Magnitudes of Thirty-six of the Minor Planets for the first day of each month of the year 1857 |autorlink=Norman Robert Pogson |primeiro=N. |último=Pogson |periódico=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|MNRAS]] |volume=17 |página=12 |data=1856 |bibcode=1856MNRAS..17...12P |doi=10.1093/mnras/17.1.12 |doi-access=free }}</ref> O ponto zero da escala de Pogson foi originalmente definido atribuindo a [[Polaris]] uma magnitude de exatamente 2. Os [[astrônomo]]s descobriram mais tarde que Polaris é ligeiramente variável, então eles mudaram para [[Vega (estrela)|Vega]] como a estrela de referência padrão, atribuindo o brilho de Vega como a definição de magnitude zero em qualquer comprimento de onda especificado.

Além de pequenas correções, o brilho de Vega ainda serve como a definição de magnitude zero para os comprimentos de onda do visível e do [[Radiação infravermelha#Esquema ISO 20473|infravermelho próximo]], onde sua [[distribuição de energia espectral]] (SED) se aproxima da de um [[corpo negro]] para uma temperatura de {{val|11000|u=[[Kelvin|K]]}}. No entanto, com o advento da [[astronomia infravermelha]], foi revelado que a radiação de Vega inclui um excesso infravermelho presumivelmente devido a um [[disco circunstelar]] que consiste em [[Poeira cósmica|poeira]] em temperaturas quentes (mas muito mais frias que a superfície da estrela). Em comprimentos de onda mais curtos (por exemplo, visíveis), há emissão insignificante de poeira nessas temperaturas. No entanto, para estender adequadamente a escala de magnitude no infravermelho, essa peculiaridade de Vega não deve afetar a definição da escala de magnitude. Portanto, a escala de magnitude foi extrapolada para ''todos'' os comprimentos de onda com base na [[Lei de Planck|curva de radiação do corpo negro]] para uma superfície estelar ideal a {{val|11000|u=K}} não contaminada pela radiação circunstelar. Com base nisso, a [[irradiância]] espectral (geralmente expressa em [[jansky]]s) para o ponto de magnitude zero, em função do comprimento de onda, pode ser calculada.<ref>{{Citar web |título=Astronomical Magnitude Systems |autor=Gregory D. Wirth |obra=astro.utoronto.ca |acessodata=3 de março de 2025 |url=https://www.astro.utoronto.ca/~patton/astro/mags.html|arquivourl=https://archive.ph/20121204144725/http://www.astro.utoronto.ca/~patton/astro/mags.html |arquivodata=4 de dezembro de 2012|urlmorta=sim}}</ref> Pequenos desvios são especificados entre sistemas usando aparelhos de medição desenvolvidos independentemente para que os dados obtidos por diferentes astrônomos possam ser adequadamente comparados, mas de maior importância prática é a definição de magnitude não em um único comprimento de onda, mas aplicando-se à resposta de filtros espectrais padrão usados em [[Fotometria (astronomia)|fotometria]] em várias bandas de comprimento de onda.

{|class="wikitable" style="float: right; margin-left: 0.5em; text-align: center;"
|+ Magnitudes Limitantes para Observação Visual em Alta Ampliação<ref>{{citar livro| título=Observing Variable Stars, Novae and Supernovae|primeiro1=Gerald |último1=North |primeiro2=Nick |último2=James|publicado=Cambridge University Press|data=2014 | isbn=9781107636125 |página=24| url=https://books.google.com/books?id=IzoDBAAAQBAJ&pg=PA24 }}</ref>
|-
! Abertura do<br />telescópio<br />(mm)
! Limite de<br />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
|}

Com os sistemas de magnitude modernos, o brilho em uma faixa muito ampla é especificado de acordo com a definição logarítmica detalhada abaixo, usando essa referência zero. Na prática, tais magnitudes aparentes não excedem 30 (para medições detectáveis). O brilho de Vega é excedido por quatro estrelas no céu noturno em comprimentos de onda visíveis (e mais em comprimentos de onda infravermelhos), bem como pelos planetas brilhantes [[Vênus (planeta)|Vênus]], [[Marte (planeta)|Marte]] e [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], e estes devem ser descritos por magnitudes ''negativas''. Por exemplo, [[Sirius]], a estrela mais brilhante da [[esfera celeste]], tem uma magnitude de -1,4 no visível. As magnitudes negativas para outros objetos astronômicos muito brilhantes podem ser encontradas na tabela abaixo.

Os astrônomos desenvolveram outros sistemas fotométricos de ponto zero como alternativas ao sistema Vega. O mais amplamente utilizado é o sistema de [[magnitude AB]],<ref>{{citar periódico|último1=Oke|primeiro1=J. B.|último2=Gunn|primeiro2=J. E.|título=Secondary standard stars for absolute spectrophotometry|periódico=The Astrophysical Journal |data=15 de março de 1983 |volume=266|páginas=713–717|doi=10.1086/160817|bibcode=1983ApJ...266..713O}}</ref> no qual os pontos zero fotométricos são baseados em um espectro de referência hipotético com [[Densidade de fluxo espectral|fluxo constante por intervalo de frequência unitário]], em vez de usar um espectro estelar ou curva de corpo negro como referência. O ponto zero da magnitude AB é definido de modo que as magnitudes baseadas em AB e Vega de um objeto sejam aproximadamente iguais na banda do filtro V.

== Medição ==
{{artigo principal|Fotometria (astronomia)}}
Medição de precisão de magnitude ([[Fotometria (astronomia)|fotometria]]) requer calibração do aparelho de detecção fotográfica ou (geralmente) eletrônico. Isso geralmente envolve a observação contemporânea, sob condições idênticas, de estrelas padrão cuja magnitude usando esse filtro espectral é conhecida com precisão. Além disso, como a quantidade de luz realmente recebida por um telescópio é reduzida devido à transmissão pela [[atmosfera terrestre]], as [[Massa de ar (astronomia)|massas de ar]] do alvo e as estrelas de calibração devem ser levadas em consideração. Normalmente, alguém observaria algumas estrelas diferentes de magnitude conhecida que são suficientemente semelhantes. As estrelas do calibrador próximas no céu ao alvo são favorecidas (para evitar grandes diferenças nos caminhos atmosféricos). Se essas estrelas tiverem [[Zênite|ângulos zenitais]] ([[Sistema horizontal de coordenadas#Definição|altitudes]]) um tanto diferentes, então um fator de correção em função da massa de ar pode ser derivado e [[Fotometria (astronomia)#Calibrações|aplicado]] à massa de ar na posição do alvo. Tal calibração obtém o brilho tal como seria observado acima da atmosfera, onde é definida a magnitude aparente.

Para os novatos em [[astronomia]], a Magnitude Aparente escala com a potência recebida (em oposição à amplitude), portanto, para astrofotografia, você pode usar a medida de brilho relativo para dimensionar os tempos de exposição entre as estrelas. A magnitude aparente também soma (integra) sobre todo o objeto, portanto, é independente do foco. Isso precisa ser levado em consideração ao dimensionar os tempos de exposição para objetos com tamanho aparente significativo, como o [[Sol]], a [[Lua]] e os [[planeta]]s. Por exemplo, dimensionar diretamente o tempo de exposição da Lua para o Sol funciona, porque eles têm aproximadamente o mesmo tamanho no céu, mas dimensionar a exposição da Lua para [[Saturno (planeta)|Saturno]] resultaria em uma superexposição, se a imagem de Saturno ocupar um área menor em seu sensor do que a Lua (na mesma ampliação ou mais geralmente f/#).

== Cálculos ==
[[Imagem:VISTA Magellanic Cloud Survey view of the Tarantula Nebula.jpg|thumb|upright=1.2|Imagem de [[30 Doradus]] captada pelo [[VISTA (telescópio)|VISTA]] do [[Observatório Europeu do Sul|ESO]]. Esta [[nebulosa]] tem uma magnitude visual de 8]]
[[Imagem:Apparent magnitude.svg|thumb|Gráfico de brilho relativo versus magnitude]]
Quanto mais escuro um objeto aparece, maior é o valor numérico dado à sua magnitude, com uma diferença de 5 magnitudes correspondendo a um fator de brilho de exatamente 100. Portanto, a magnitude {{mvar|m}}, na [[Sistema fotométrico|banda espectral]] {{mvar|x}}, seria dada por

<math display="block">m_{x}= -5 \log_{100} \left(\frac {F_x}{F_{x,0}}\right),</math>

que é mais comumente expresso em termos de [[Logaritmo comum|logaritmos comuns (base 10)]] como

<math display="block">m_{x} = -2.5 \log_{10} \left(\frac {F_x}{F_{x,0}}\right),</math>

onde {{mvar|F<sub>x</sub>}} é a [[irradiância]] observada usando o filtro espectral {{mvar|x}}, e {{math|''F''<sub>''x'',0</sub>}} é o fluxo de referência (ponto zero) para aquele [[Sistema fotométrico#Filtros usados|filtro fotométrico]]. Como um aumento de 5 magnitudes corresponde a uma diminuição do brilho por um fator de exatamente 100, cada aumento de magnitude implica uma diminuição do brilho pelo fator <math>\sqrt[5]{100} \approx 2.512</math> (razão de Pogson). Invertendo a fórmula acima, uma diferença de magnitude {{math|''m''<sub>1</sub> − ''m''<sub>2</sub> {{=}} Δ''m''}} implica um fator de brilho de

<math display="block"> \frac{F_2}{F_1} = 100^\frac{\Delta m}{5} = 10^{0.4 \Delta m} \approx 2.512^{\Delta m}.</math>

=== Exemplo: Sol e Lua ===
''Qual é a proporção de brilho entre o [[Sol]] e a [[Lua cheia]]?''

A magnitude aparente do Sol é −26.832<ref name="IAU2015B2"/> (mais brilhante), e a magnitude média da lua cheia é −12.74<ref name="moon-fact">{{citar web |último=Williams |primeiro=David R. |título=Moon Fact Sheet |publicado=[[NASA]] (National Space Science Data Center) |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/moonfact.html |data=2010-02-02 |acessodata=2010-04-09|arquivourl= https://web.archive.org/web/20100323165650/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/moonfact.html|arquivodata=23 de março de 2010 | urlmorta= não}}</ref> (mais escura).

Diferença de magnitude:

<math display="block"> x = m_1 - m_2 = (-12.74) - (-26.832) = 14.09. </math>

Fator de brilho:

<math display="block"> v_b = 10^{0.4 x} = 10^{0.4 \times 14.09} \approx 432\,513. </math>

O Sol aparece cerca de 400.000 vezes mais brilhante que a Lua cheia.

=== Magnitude adicional ===
Às vezes, pode-se desejar adicionar brilho. Por exemplo, a [[Fotometria (astronomia)|fotometria]] em [[estrelas duplas]] estreitamente separadas pode ser capaz de produzir apenas uma medição de sua saída de luz combinada. Para encontrar a magnitude combinada dessa estrela dupla conhecendo apenas as magnitudes dos componentes individuais, isso pode ser feito adicionando o brilho (em unidades lineares) correspondente a cada magnitude.<ref>{{citar web | título=Magnitude Arithmetic|url=http://www.caglow.com/info/wtopic/mag-arith |publicado=Caglow |acessodata=30 de janeiro de 2012 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20120201203951/http://www.caglow.com/info/wtopic/mag-arith |arquivodata=1 de fevereiro de 2012|urlmorta=não}}</ref>

<math display="block"> 10^{-m_f \times 0.4} = 10^{-m_1 \times 0.4} + 10^{-m_2 \times 0.4}. </math>

Resolvendo para <math>m_f</math> resulta

<math display="block"> m_f = -2.5\log_{10} \left(10^{-m_1 \times 0.4} + 10^{-m_2 \times 0.4} \right), </math>

onde {{mvar|m<sub>f</sub>}} é a magnitude resultante após adicionar os brilhos referidos por {{math|''m''<sub>1</sub>}} e {{math|''m''<sub>2</sub>}}.

=== Magnitude bolométrica aparente ===
Embora a magnitude geralmente se refira a uma medição em uma banda de filtro específica correspondente a uma faixa de comprimentos de onda, a '''magnitude bolométrica''' aparente ou absoluta (m<sub>bol</sub>) é uma medida do brilho aparente ou absoluto de um objeto integrado em todos os comprimentos de onda do espectro eletromagnético (também conhecido como [[irradiação]] ou potência do objeto, respectivamente). O ponto zero da escala de magnitude bolométrica aparente é baseado na definição de que uma magnitude bolométrica aparente de 0 mag é equivalente a uma irradiância recebida de 2.518×10<sup>−8</sup> [[watt]]s por metro quadrado (W·m<sup>−2</sup>).<ref name="IAU2015B2">{{citar periódico |autor=IAU Inter-Division A-G Working Group on Nominal Units for Stellar & Planetary Astronomy |título=IAU 2015 Resolution B2 on Recommended Zero Points for the Absolute and Apparent Bolometric Magnitude Scales |url=https://www.iau.org/static/resolutions/IAU2015_English.pdf |periódico=Resolutions Adopted at the General Assemblies |data=13 de agosto de 2015 |arxiv=1510.06262 |bibcode=2015arXiv151006262M |acessodata=19 de maio de 2019 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20160128180606/https://www.iau.org/static/resolutions/IAU2015_English.pdf |arquivodata=28 de janeiro de 2016 |urlmorta=não }}</ref>

=== Magnitude absoluta ===
{{artigo principal|Magnitude absoluta}}
Enquanto a magnitude aparente é uma medida do brilho de um objeto visto por um observador particular, a [[magnitude absoluta]] é uma medida do brilho ''intrínseco'' de um objeto. O fluxo diminui com a distância de acordo com a [[lei do quadrado inverso]], de modo que a magnitude aparente de uma [[estrela]] depende tanto de seu brilho absoluto quanto de sua distância (e qualquer [[Extinção (astronomia)|extinção]]). Por exemplo, uma estrela a uma distância terá a mesma magnitude aparente que uma estrela quatro vezes mais brilhante a duas vezes essa distância. Em contraste, o brilho intrínseco de um objeto astronômico não depende da distância do observador ou de qualquer extinção.

A magnitude absoluta {{mvar|M}}, de uma estrela ou objeto astronômico é definida como a magnitude aparente que teria visto a uma distância de 10 [[parsec]]s (33 [[anos-luz]]). A magnitude absoluta do [[Sol]] é de 4.83 na banda V (visual), 4.68 na banda G do [[Gaia (sonda espacial)|sonda Gaia]] (verde) e 5.48 na banda B (azul).<ref name="Bband">{{citar web | título=Some Useful Astronomical Definitions |publicado=Stony Brook Astronomy Program |primeiro=Aaron |último=Evans | url=http://www.astro.sunysb.edu/aevans/PHY523/classnotes523/useful-definitions-pp.pdf | acessodata=2009-07-12 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20110720052227/http://www.astro.sunysb.edu/aevans/PHY523/classnotes523/useful-definitions-pp.pdf |arquivodata=2011-07-20 | urlmorta=não}}</ref><ref name="Gband">{{citar periódico |último1=Čotar |primeiro1=Klemen |último2=Zwitter |primeiro2=Tomaž |último3=Traven |primeiro3=Gregor |último4=Kos |primeiro4=Janez |último5=Asplund |primeiro5=Martin |último6=Bland-Hawthorn |primeiro6=Joss |último7=Buder |primeiro7=Sven |último8=D’Orazi |primeiro8=Valentina |último9=De Silva |primeiro9=Gayandhi M |último10=Lin |primeiro10=Jane |último11=Martell |primeiro11=Sarah L |último12=Sharma |primeiro12=Sanjib |último13=Simpson |primeiro13=Jeffrey D |último14=Zucker |primeiro14=Daniel B |último15=Horner |primeiro15=Jonathan |último16=Lewis |primeiro16=Geraint F |último17=Nordlander |primeiro17=Thomas |último18=Ting |primeiro18=Yuan-Sen |último19=Wittenmyer |primeiro19=Rob A |numero-autores=2 | título=The GALAH survey: unresolved triple Sun-like stars discovered by the Gaia mission |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |publicado=Oxford University Press (OUP) | volume=487 |número=2 |data=2019-05-21 | issn=0035-8711 | doi=10.1093/mnras/stz1397 |arxiv=1904.04841  |doi-access=free |páginas=2474–2490}}</ref><ref name="Bessell2005">{{citar periódico|último1=Bessell|primeiro1=Michael S.|título=Standard Photometric Systems|periódico=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=43|número=1|data=setembro de 2005|páginas=293–336|issn=0066-4146 |doi=10.1146/annurev.astro.41.082801.100251|bibcode=2005ARA&A..43..293B |url=http://www.mso.anu.edu.au/~bessell/araapaper.pdf |arquivourl=https://ghostarchive.org/archive/20221009/http://www.mso.anu.edu.au/~bessell/araapaper.pdf |arquivodata=2022-10-09 |urlmorta=não}}</ref>

No caso de um [[planeta]] ou [[asteroide]], a magnitude absoluta {{mvar|H}} significa a magnitude aparente que ele teria se estivesse a 1 [[unidade astronômica]] (150.000.000 km) do observador e do Sol, e totalmente iluminado na oposição máxima (uma configuração que é apenas teoricamente alcançável, com o observador situado na superfície do Sol).<ref name="Luciuk">{{citar web | url = http://www.asterism.org/tutorials/tut35%20Magnitudes.pdf |autor= Luciuk, M. | título= Astronomical Magnitudes |página = 8 |acessodata=11 de janeiro de 2019}}</ref>

== Valores de referência padrão ==
{| class="wikitable floatright" style="text-align:center;"
|+ Magnitudes e fluxos aparentes padrão para bandas típicas<ref name="UTmags">{{citar web|título=Astronomical Magnitude Systems |publicado=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|primeiro=John|último=Huchra |url=https://www.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/ay145/mags.html|acessodata=2017-07-18|arquivourl=https://web.archive.org/web/20180721162252/https://www.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/ay145/mags.html|arquivodata=2018-07-21|urlmorta=não}}</ref>
|-
! rowspan="2" | Banda
! rowspan="2" | {{mvar|λ}}<br />(μm)
! rowspan="2" | {{math|{{sfrac|Δ''λ''|''λ''}}}}<br />([[Largura à meia altura|FWHM]])
! colspan="2" | Fluxo em {{math|''m'' {{=}} 0}}, {{math|''F''<sub>''x'',0</sub>}}

|-
! [[Jansky|Jy]]
! 10<sup>−20</sup>&nbsp;erg/(s·cm<sup>2</sup>·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
|-
| I || 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
|-
| i || 0.79 || 0.16 || 4760 || 4.76
|-
| z || 0.91 || 0.13 || 4810 || 4.81
|-
|}

A escala de magnitude é uma [[escala logarítmica]] reversa. Um equívoco comum é que a natureza logarítmica da escala ocorre porque o próprio [[olho humano]] tem uma resposta logarítmica. Na época de Pogson, isso era considerado verdadeiro (ver a [[lei de Weber-Fechner]]), mas agora acredita-se que a resposta é uma [[lei de potência]] ''(ver a [[lei potencial de Stevens]])''.<ref>{{citar periódico|título=Misconceptions About Astronomical Magnitudes|autorlink=Eric Schulman|primeiro1=E. |último1=Schulman|primeiro2=C. V.|último2=Cox|periódico=American Journal of Physics|volume=65|número=10|página=1003|data=1997|bibcode = 1997AmJPh..65.1003S |doi = 10.1119/1.18714 }}</ref>

A magnitude é complicada pelo fato de que a luz não é [[Monocromático|monocromática]]. A sensibilidade de um detector de luz varia de acordo com o comprimento de onda da luz, e a maneira como varia depende do tipo de detector de luz. Por esse motivo, é necessário especificar como a magnitude é medida para que o valor seja significativo. Para tanto, é amplamente utilizado o [[sistema UBV]], no qual a magnitude é medida em três diferentes bandas de comprimento de onda: U (centrado em cerca de 350 nm, no [[Radiação ultravioleta|ultravioleta]] próximo), B (cerca de 435 nm, na região do azul) e V (cerca de 555 nm, no meio do alcance visual humano à luz do dia). A banda V foi escolhida para fins espectrais e fornece magnitudes que correspondem de perto àquelas vistas pelo olho humano. Quando uma magnitude aparente é discutida sem qualificação adicional, a magnitude V é geralmente compreendida.

Como [[estrela]]s mais frias, como [[gigantes vermelhas]] e [[anãs vermelhas]], emitem pouca energia nas regiões azul e ultravioleta do espectro, seu poder é frequentemente sub-representado pela escala UBV. De fato, algumas estrelas das [[Classificação estelar|classes L e T]] têm uma magnitude estimada bem acima de 100, porque emitem extremamente pouca luz visível, mas são mais fortes no [[Radiação infravermelha|infravermelho]].

Medidas de magnitude precisam de tratamento cauteloso e é extremamente importante medir igual com igual. No início do [[século XX]] e em [[filmes fotográficos]] ortocromáticos (sensíveis ao azul) mais antigos, os brilhos relativos da supergigante azul [[Rígel]] e da estrela variável irregular [[supergigante vermelha]] [[Betelgeuse]] (no máximo) são invertidos em comparação com o que os olhos humanos percebem, porque esse filme arcaico é mais sensível à luz azul do que à luz vermelha. Magnitudes obtidas a partir deste método são conhecidas como [[magnitudes fotográficas]] e agora são consideradas obsoletas.

Para objetos dentro da [[Via Láctea]] com uma determinada [[magnitude absoluta]], 5 é adicionado à magnitude aparente para cada aumento de dez vezes na distância do objeto. Para objetos a distâncias muito grandes (muito além da Via Láctea), essa relação deve ser [[Correção K|ajustada para desvios para o vermelho]] e para medidas de distância [[Geometria não euclidiana|não euclidianas]] devido à [[relatividade geral]].<ref name=umeh>{{citar periódico|bibcode=2014CQGra..31t5001U |arxiv=1402.1933|título=Nonlinear relativistic corrections to cosmological distances, redshift and gravitational lensing magnification: II. Derivation|periódico=Classical and Quantum Gravity|volume=31|número=20|páginas=205001|último1=Umeh |primeiro1=Obinna|último2=Clarkson|primeiro2=Chris|último3=Maartens|primeiro3=Roy|ano=2014|doi=10.1088/0264-9381/31/20/205001 |s2cid=54527784}}</ref><ref name=hogg>{{citar arXiv|eprint=astro-ph/0210394|título=The K correction|último1=Hogg|primeiro1=David W.|último2=Baldry|primeiro2=Ivan K.|último3=Blanton|primeiro3=Michael R.|último4=Eisenstein|primeiro4=Daniel J.|ano=2002}}</ref>

Para [[planeta]]s e outros corpos do [[Sistema Solar]], a magnitude aparente é derivada de sua [[curva de fase]] e das distâncias ao [[Sol]] e ao observador.

== Lista de magnitudes aparentes ==
{{VT|Lista das estrelas mais brilhantes}}
Algumas das magnitudes listadas são aproximadas. A sensibilidade do telescópio depende do tempo de observação, da passagem de banda óptica e da luz interferente da [[Dispersão de Rayleigh|dispersão]] e da [[luminescência atmosférica]].

{| class="wikitable"
|+Magnitudes visuais aparentes de objetos celestes
! Magnitude<br />aparente<br />(V)
! width="215px" | Objeto
! Visto de...
! Notas
|-
|−67.57
|[[Erupção de raios gama]] [[GRB 080319B]]
|Visto a 1 [[Unidade astronômica|UA]] de distância
|Seria mais de {{Val|2e16}} (20 quatrilhões) vezes mais brilhante que o Sol quando visto da Terra
|-
|−41.39
|Estrela [[Cygnus OB2-12]]
|Visto a 1 UA de distância
|
|-
|−40.67
|Estrela [[M33-013406.63]]
|Visto a 1 UA de distância
|
|-
|–40.17
|Estrela [[Eta Carinae]] A
|Visto a 1 UA de distância
|
|-
| −40.07 || Estrela [[Zeta1 Scorpii|Zeta<sup>1</sup> Scorpii]] || Visto a 1 UA de distância
|
|-
| −39.66 || Estrela [[R136a1]] || Visto a 1 UA de distância
|
|-
|–39.47
|Estrela [[P Cygni]]
|Visto a 1 UA de distância
|
|-
| −38.00 || Estrela [[Rígel]] || Visto a 1 UA de distância
|Seria visto como um grande disco azulado muito brilhante de 35° de diâmetro aparente
|-
| −30.30 || Estrela [[Sirius]] A || Visto a 1 UA de distância
|
|-
| −29.30 || Estrela [[Sol]] || Visto de [[Mercúrio (planeta)|Mercúrio]] no [[periélio]]
|
|-
| −27.40 || Estrela Sol || Visto de [[Vênus (planeta)|Vênus]] no periélio
|
|-
| −26.832|| Estrela Sol || Visto da [[Terra]]<ref name="IAU2015B2"/>
|Cerca de 400.000 vezes mais brilhante que a lua cheia média
|-
| −25.60 || Estrela Sol || Visto de [[Marte (planeta)|Marte]] no [[afélio]]
|
|-
| −25.00 || colspan="3" style="background-color:#EEE;" | ''Brilho mínimo que causa a leve dor ocular típica ao olhar''
|-
| −23.00 || Estrela Sol || Visto de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] no afélio
|
|-
| −21.70 || Estrela Sol || Visto de [[Saturno (planeta)|Saturno]] no afélio
|
|-
| −20.20 || Estrela Sol || Visto de [[Urano (planeta)|Urano]] no afélio
|
|-
| −19.30 || Estrela Sol || Visto de [[Netuno (planeta)|Netuno]]
|
|-
| −18.20 || Estrela Sol || Visto de [[Plutão]] no afélio
|
|-
| −17.70 || Planeta Terra || Visto como [[Luz da Terra (astronomia)|luz terrestre]] da [[Lua]]<ref name="Agrawal">{{citar periódico |último=Agrawal |primeiro=Dulli Chandra | título=Apparent magnitude of earthshine: a simple calculation |periódico=European Journal of Physics |publicado=IOP Publishing | volume=37 |número=3 |data=2016-03-30 | issn=0143-0807 | doi=10.1088/0143-0807/37/3/035601 |página=035601| bibcode=2016EJPh...37c5601A | s2cid=124231299 }}</ref>
|
|-
| −16.70 || Estrela Sol || Visto de [[Éris (planeta anão)|Éris]] no afélio
|
|-
| −14.20 || colspan="3" style="background-color:#EEE;" | ''Um nível de iluminação de 1 [[lux]]''<ref>{{citar livro|url=https://books.google.com/books?id=oTraksy4JYkC&pg=PA4|título=Introduction to Astrophysics: The Stars|primeiro=Jean|último=Dufay|página=3|isbn=9780486607719|data=2012-10-17|acessodata=2016-02-28|arquivourl=https://web.archive.org/web/20170324070545/https://books.google.com/books?id=oTraksy4JYkC&pg=PA4|arquivodata=2017-03-24|urlmorta=não}}</ref><ref name =IM08>{{citar livro|primeiro=Ian S.|último=McLean|título=Electronic Imaging in Astronomy: Detectors and Instrumentation|publicado=Springer|data=2008|isbn=978-3-540-76582-0|página=529}}</ref>
|-
| −12.90 || [[Lua cheia]] || Visto da Terra no [[periélio]]
|Brilho máximo de perigeu + periélio + lua cheia (o valor médio da distância é −12.74,<ref name="moon-fact" /> embora os valores sejam cerca de 0.18 magnitude mais brilhantes ao incluir o [[efeito da oposição]])
|-
| −12.40 || [[Betelgeuse]] || Visto da Terra quando se transforma em [[supernova]]<ref>{{citar periódico | doi=10.3847/0004-637X/819/1/7| arxiv=1406.3143| bibcode=2016ApJ...819....7D| título=Evolutionary Tracks for Betelgeuse|ano=2017|último1=Dolan|primeiro1=Michelle M.|último2=Mathews|primeiro2=Grant J.|último3=Lam|primeiro3=Doan Duc|último4=Lan|primeiro4=Nguyen Quynh|último5=Herczeg|primeiro5=Gregory J.|último6=Dearborn|primeiro6=David S. P.|periódico=The Astrophysical Journal| volume=819|número=1|páginas=7| s2cid=37913442}}</ref>
|
|-
| −11.20 || Estrela Sol || Visto do [[90377 Sedna|Sedna]] no [[afélio]]
|
|-
| −10.00 || [[Cometa]] [[Cometa Ikeya–Seki|Ikeya–Seki]] (1965) || Visto da Terra
|Que foi o [[cometa rasante Kreutz]] mais brilhante dos tempos modernos<ref name="brightest">{{citar web|url=http://www.icq.eps.harvard.edu/brightest.html|título=Brightest comets seen since 1935|publicado=International Comet Quarterly|acessodata=18 de dezembro de 2011|arquivourl=https://web.archive.org/web/20111228014918/http://www.icq.eps.harvard.edu/brightest.html|arquivodata=28 de dezembro de 2011|urlmorta=não}}</ref>
|-
| −9.50||[[Reflexão de satélite|Explosão de irídio (satélite)]] || Visto da Terra
|Brilho máximo
|-
| −9 to −10 || [[Fobos (satélite)]]
| Visto de Marte
|Brilho máximo
|-
| −7.50||[[SN 1006|Supernova de 1006]] || Visto da Terra
|O evento estelar mais brilhante na história registrada (7.200 anos-luz de distância)<ref name="SN1006">{{citar periódico |último1=Winkler |primeiro1=P. Frank |título=The SN 1006 Remnant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum |periódico=[[The Astrophysical Journal]] |data=2003 |volume=585 |número=1 |páginas=324–335 |doi=10.1086/345985 |último2=Gupta |primeiro2=Gaurav |último3=Long |primeiro3=Knox S. |bibcode=2003ApJ...585..324W|arxiv = astro-ph/0208415 |s2cid=1626564 }}</ref>
|-
| −6.50||''A [[magnitude integrada]] total do [[céu noturno]]'' || Visto da Terra
|
|-
| −6.00||[[SN 1054|Supernova do Caranguejo de 1054]] || Visto da Terra
|(6.500 anos-luz de distância)<ref name=SN1054>{{citar web |url=http://messier.seds.org/more/m001_sn.html |título=Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula |website=SEDS |acessodata=2014-07-29 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20140528074855/http://messier.seds.org/more/m001_sn.html |arquivodata=2014-05-28 |urlmorta=não }}</ref>
|-
| −5.90||[[Estação Espacial Internacional]] || Visto da Terra
|Quando a ISS está em seu perigeu e totalmente iluminada pelo Sol<ref>{{citar web|url=http://www.heavens-above.com/satinfo.aspx?SatID=25544|título=Heavens-above.com|publicado=Heavens-above|acessodata=2007-12-22|arquivourl=https://web.archive.org/web/20090705134152/http://heavens-above.com/satinfo.aspx?SatID=25544|arquivodata=2009-07-05|urlmorta=não}}</ref>
|-
| −4.92|| Planeta Vênus || Visto da Terra
|Brilho máximo<ref name="Mallama_and_Hilton" /> quando iluminado como um crescente
|-
| −4.14|| Planeta Vênus || Visto da Terra
|Brilho médio<ref Name="Mallama_and_Hilton">{{citar periódico |autor=Mallama, A. |autor2=Hilton, J.L. |título=Computing Apparent Planetary Magnitudes for The Astronomical Almanac |periódico=Astronomy and Computing |volume=25 |páginas=10–24 |data=2018 |doi=10.1016/j.ascom.2018.08.002 |arxiv=1808.01973 |bibcode=2018A&C....25...10M|s2cid=69912809 }}</ref>
|-
| −4 || colspan="3" style="background-color:#EEE;" |''Objetos mais fracos observáveis durante o dia a [[olho nu]] quando o Sol está alto.'' Um objeto astronômico projeta sombras visíveis ao homem quando sua magnitude aparente é igual ou inferior a -4.<ref>[https://web.archive.org/web/20070627044109/http://www.gsfc.nasa.gov/scienceques2005/20060406.htm NASA Science Question of the Week]. Gsfc.nasa.gov (April 7, 2006). Retrieved on 2013-04-26.</ref>
|-
| −3.99|| Estrela [[Epsilon Canis Majoris]] || Visto da Terra
|Brilho máximo de 4.7 milhões de anos atrás, a estrela histórica [[Lista das estrelas mais brilhantes|mais brilhante]] dos [[Lista histórica das estrelas mais brilhantes|últimos e próximos 5 milhões de anos]].<ref name=tomkin>{{citar periódico|último=Tomkin|primeiro=Jocelyn|data=abril de 1998|título=Once and Future Celestial Kings|periódico=Sky and Telescope|volume=95|número=4|páginas=59–63|bibcode=1998S&T....95d..59T}} – based on computations from [[HIPPARCOS]] data. (The calculations exclude stars whose distance or [[proper motion]] is uncertain.) [ftp://tlgleonid.asuscomm.com/HITACHI/BOOK_ASTRO/S&T/SkyandTelescope_1998%20-%20astronomy/04/199804059063.pdf PDF]{{dead link|date=November 2017 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>
|-
| −3.69 || Lua || Iluminado pela luz terrestre, refletindo o brilho terrestre visto da Terra (máximo)<ref name="Agrawal"/>
|
|-
| −2.98|| Planeta Vênus || Visto da Terra
|Brilho mínimo quando está do outro lado do Sol<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| −2.94|| Planeta Júpiter || Visto da Terra
|Brilho máximo<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| −2.94|| Planeta Marte || Visto da Terra
|Brilho máximo<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| −2.5 || colspan="3" style="background-color:#EEE;" |''Objetos mais fracos visíveis durante o dia a olho nu quando o Sol está a menos de 10° acima do horizonte''
|-
| −2.50|| [[Lua nova]] || Visto da Terra
|Brilho mínimo
|-
| −2.50 || Planeta Terra || Visto de Marte
|Brilho máximo
|-
| −2.48|| Planeta Mercúrio || Visto da Terra
|Brilho máximo em [[Conjunção (astronomia)#Superior e inferior|conjunção superior]] (ao contrário de Vênus, Mercúrio é mais brilhante quando está do outro lado do Sol, o motivo são suas diferentes [[curvas de fase]])<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| −2.20|| Planeta Júpiter || Visto da Terra
|Brilho médio<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| −1.66|| Planeta Júpiter || Visto da Terra
|Brilho mínimo<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-id=Sirius
| −1.47|| Sistema estelar [[Sirius]] || Visto da Terra
|Estrela mais brilhante, exceto o Sol em comprimentos de onda visíveis<ref name="SIMBAD-Sirius">{{citar web |título=Sirius |publicado=SIMBAD Astronomical Database |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Sirius |acessodata=2010-06-26 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20140111192351/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Sirius |arquivodata=2014-01-11 |urlmorta=não }}</ref>
|-
| −0.83|| Estrela [[Eta Carinae]] || Visto da Terra
|Brilho aparente como uma [[supernova impostora]] em abril de 1843
|-
| −0.72|| Estrela [[Canopus]] || Visto da Terra
|2.ª estrela mais brilhante no céu noturno<ref name="SIMBAD-Canopus">{{citar web |título=Canopus |publicado=SIMBAD Astronomical Database |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Canopus |acessodata=2010-06-26 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20140714165140/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Canopus |arquivodata=2014-07-14 |urlmorta=não }}</ref>
|-
| −0.55|| Planeta Saturno || Visto da Terra
|brilho máximo perto da oposição e periélio quando os anéis estão inclinados em direção à Terra<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| −0.3|| [[Cometa Halley#História|Cometa Halley]] || Visto da Terra
|Magnitude aparente esperada na passagem de 2061
|-
| −0.27|| Sistema estelar [[Alpha Centauri]] AB || Visto da Terra
|Magnitude combinada (3.ª estrela mais brilhante no céu noturno)
|-
| −0.04|| Estrela [[Arcturus]] || Visto da Terra
|4.ª estrela mais brilhante a olho nu<ref name="SIMBAD-Arcturus">{{citar web |título=Arcturus |publicado=SIMBAD Astronomical Database |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Arcturus |acessodata=2010-06-26 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20140114050352/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Arcturus |arquivodata=2014-01-14 |urlmorta=não }}</ref>
|-
| −0.01|| Estrela Alpha Centauri A || Visto da Terra
|4.ª estrela ''individual'' mais brilhante visível telescopicamente no céu noturno
|-
| +0.03|| Estrela [[Vega (estrela)|Vega]] || Visto da Terra
|Que foi originalmente escolhido como uma definição do ponto zero<ref name="SIMBAD-Vega">{{citar web |título=Vega |publicado=SIMBAD Astronomical Database |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Vega |acessodata=2010-04-14 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20150707221325/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Vega |arquivodata=2015-07-07 |urlmorta=não }}</ref>
|-
| +0.23|| Planeta Mercúrio || Visto da Terra
|Brilho médio<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| +0.46|| Estrela Sol || Visto de [[Alpha Centauri]]
|
|-
| +0.46|| Planeta Saturno || Visto da Terra
|Brilho médio<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| +0.71|| Planeta Marte || Visto da Terra
|Brilho médio<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| +0.90|| Lua || Visto de Marte
|Brilho máximo
|-
| +1.17|| Planeta Saturno || Visto da Terra
|Brilho mínimo<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| +1.33|| Estrela Alpha Centauri B || Visto da Terra
|
|-
| +1.86|| Planeta Marte || Visto da Terra
|Brilho mínimo<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| +1.98|| Estrela [[Polaris]] || Visto da Terra
|Brilho médio<ref>{{citar periódico |último1= Evans |primeiro1= N. R. |último2= Schaefer |primeiro2= G. H. |último3= Bond |primeiro3= H. E. |último4= Bono |primeiro4= G. |último5= Karovska |primeiro5= M. |último6= Nelan |primeiro6= E. |último7= Sasselov |primeiro7= D. |último8= Mason |primeiro8= B. D. | doi = 10.1088/0004-6256/136/3/1137 | título= Direct Detection of the Close Companion of Polaris with The Hubble Space Telescope |periódico= The Astronomical Journal | volume = 136 |número= 3 |páginas = 1137 |ano= 2008 |arxiv = 0806.4904 |bibcode = 2008AJ....136.1137E | s2cid = 16966094 }}</ref>
|-
| +3.03|| Supernova [[SN 1987A]] || Visto da Terra
|Na [[Grande Nuvem de Magalhães]] (160.000 [[anos-luz]] de distância)
|-id=3
| +3 a +4|| colspan="3" style="background-color:#EEE;" |''Estrelas mais fracas visíveis em um bairro urbano a olho nu''
|-
| +3.44|| [[Galáxia de Andrômeda]] || Visto da Terra
|M31<ref name="SIMBAD-M31">{{citar web |título=SIMBAD-M31 |publicado=SIMBAD Astronomical Database |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=M31 |acessodata=2009-11-29 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20140519223154/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=M31 |arquivodata=2014-05-19 |urlmorta=não }}</ref>
|-
| +4
|[[Nebulosa de Órion]]
|Visto da Terra
|M42
|-
| +4.38|| Lua [[Ganímedes (satélite)|Ganímedes]] || Visto da Terra
|Brilho máximo<ref name=horizons-Ganymede>{{citar web |título=Horizon Online Ephemeris System for Ganymede (Major Body 503) |publicado=California Institute of Technology, Jet Propulsion Laboratory |autor=Yeomans |autor2=Chamberlin |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi?find_body=1&body_group=mb&sstr=503 |acessodata=2010-04-14 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20140202122141/http://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi?find_body=1&body_group=mb&sstr=503 |arquivodata=2014-02-02 |urlmorta=não }} (4.38 on 1951-Oct-03)</ref> (lua de Júpiter e a maior lua do [[Sistema Solar]])
|-
| +4.50|| Agrupamento aberto [[Messier 41|M41]] || Visto da Terra
|Um [[aglomerado aberto]] que pode ter sido visto por [[Aristóteles]]<ref name="Aristotle">{{citar web|url=http://messier.seds.org/more/m041_ari.html|título=M41 possibly recorded by Aristotle|data=2006-07-28|publicado=SEDS (Students for the Exploration and Development of Space)|acessodata=2009-11-29|arquivourl=https://web.archive.org/web/20170418184854/http://messier.seds.org/more/m041_ari.html|arquivodata=2017-04-18|urlmorta=não}}</ref>
|-
| +4.5
|[[Galáxia Anã Elíptica de Sagitário]]
|Visto da Terra
|
|-
| +5.20|| [[Asteroide]] [[4 Vesta|Vesta]] || Visto da Terra
|Brilho máximo
|-id=Uranus
| +5.38<ref>{{citar web|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html|título=Uranus Fact Sheet|website=nssdc.gsfc.nasa.gov|língua=en|acessodata=2018-11-08|arquivourl=https://web.archive.org/web/20190122221135/https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html|arquivodata=2019-01-22|urlmorta=não}}</ref>
| Planeta Urano || Visto da Terra
|Brilho máximo<ref name="Mallama_and_Hilton" /> (Urano chega ao periélio em 2050)
|-
| +5.68|| Planeta Urano || Visto da Terra
|Brilho médio<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| +5.72|| [[Galáxia espiral]] [[Galáxia do Triângulo|M33]] || Visto da Terra
|Que é usado como um teste para ver a olho nu sob o céu escuro<ref name="SIMBAD-M33">{{citar web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=M33|título=SIMBAD-M33|publicado=SIMBAD Astronomical Database|acessodata=2009-11-28|arquivourl=https://web.archive.org/web/20140913102508/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=M33|arquivodata=2014-09-13|urlmorta=não}}</ref><ref name="M33">{{citar web|url=http://www.astropix.com/HTML/A_FALL/M33.HTM|título=M33 (Triangulum Galaxy)|último=Lodriguss|primeiro=Jerry|data=1993|acessodata=2009-11-27|arquivourl=https://web.archive.org/web/20100115043351/http://astropix.com/HTML/A_FALL/M33.HTM|arquivodata=2010-01-15|urlmorta=não}} (Shows bolometric magnitude not visual magnitude.)</ref>
|-
| +5.8 || [[Erupção de raios gama]] [[GRB 080319B]] || Visto da Terra
|Magnitude visual máxima (o "Evento Clarke") visto na Terra em 19 de março de 2008 a uma distância de 7.5 bilhões de anos-luz.
|-
| +6.03|| Planeta Urano || Visto da Terra
|Brilho mínimo<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| +6.49|| Asteroide [[2 Pallas|Pallas]] || Visto da Terra
|Brilho máximo
|-
| +6.5 || colspan="3" style="background-color:#EEE;" |''Limite aproximado de [[estrela]]s observadas por um observador '''médio''' a olho nu em condições muito boas. Existem cerca de 9.500 estrelas visíveis a mag 6.5.''<ref name="SIMBAD-mag6.5"/>
|-
| +6.64|| Planeta anão [[Ceres (planeta anão)|Ceres]] || Visto da Terra
|Brilho máximo
|-
| +6.75|| Asteroide [[7 Iris|Iris]] || Visto da Terra
|Brilho máximo
|-
| +6.90|| Galáxia espiral [[Messier 81|M81]] || Visto da Terra
|Este é um alvo extremo a olho nu que leva a visão humana e a escala de Bortle ao limite<ref name="SEDS">{{citar web|url=http://messier.seds.org/m/m081.html|título=Messier 81|data=2007-09-02|publicado=SEDS (Students for the Exploration and Development of Space)|acessodata=2009-11-28|arquivourl=https://web.archive.org/web/20170714113244/http://messier.seds.org/m/m081.html|arquivodata=2017-07-14|urlmorta=não}}</ref>
|-
| +7.25|| Planeta Mercúrio || Visto da Terra
|Brilho mínimo<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| +7.67<ref>{{citar web|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptunefact.html|título=Neptune Fact Sheet|website=nssdc.gsfc.nasa.gov|língua=en|acessodata=2018-11-08|arquivourl=https://web.archive.org/web/20190110222952/https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptunefact.html|arquivodata=2019-01-10|urlmorta=não}}</ref>|| Planeta Netuno || Visto da Terra
|Brilho máximo<ref name="Mallama_and_Hilton" /> (Netuno chega ao periélio em 2042)
|-
| +7.78|| Planeta Netuno || Visto da Terra
|Brilho médio<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| +8.00|| Planeta Netuno || Visto da Terra
|Brilho mínimo<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
| +8|| colspan="3" style="background-color:#EEE;" |''Limite extremo a olho nu, Classe 1 na [[escala de Bortle]], os céus mais escuros disponíveis na Terra.''<ref name="Bortle">{{citar web |data=fevereiro de 2001 |título=The Bortle Dark-Sky Scale |publicado=Sky & Telescope |autor=John E. Bortle |url=http://www.skyandtelescope.com/resources/darksky/3304011.html |acessodata=2009-11-18 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20090323232806/http://www.skyandtelescope.com/resources/darksky/3304011.html |arquivodata=23 de março de 2009 |urlmorta=sim }}</ref>
|-
| +8.10|| Lua [[Titã (satélite)|Titã]] || Visto da Terra
|Brilho máximo; maior lua de Saturno;<ref name=horizons-Titan>{{citar web |título=Horizon Online Ephemeris System for Titan (Major Body 606) |publicado=California Institute of Technology, Jet Propulsion Laboratory |autor=Yeomans |autor2=Chamberlin |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi?find_body=1&body_group=mb&sstr=606 |acessodata=2010-06-28 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20121113022855/http://home.surewest.net/kheider/astro/titan-maxmag.txt |arquivodata=2012-11-13 |urlmorta=não }} [http://home.surewest.net/kheider/astro/titan-maxmag.txt (8.10 on 2003-Dec-30)]</ref><ref name="arval" /> magnitude de oposição média de 8.4<ref name="jpl-sat" />
|-
| +8.29
|Estrela [[UY Scuti]]
|Visto da Terra
|Brilho máximo; uma das maiores estrelas conhecidas por raio
|-
| +8.94|| Asteroide [[10 Hygiea]] || Visto da Terra
|Brilho máximo<ref name=AstDys-Hygiea>{{citar web |título=AstDys (10) Hygiea Ephemerides |publicado=Department of Mathematics, University of Pisa, Italy |url=http://hamilton.dm.unipi.it/astdys/index.php?pc=1.1.3.1&n=10&oc=500&y0=2095&m0=6&d0=27&h0=00&mi0=00&y1=2095&m1=6&d1=28&h1=00&mi1=00&ti=1.0&tiu=days |acessodata=2010-06-26 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20140512215451/http://hamilton.dm.unipi.it/astdys/index.php?pc=1.1.3.1&n=10&oc=500&y0=2095&m0=6&d0=27&h0=00&mi0=00&y1=2095&m1=6&d1=28&h1=00&mi1=00&ti=1.0&tiu=days |arquivodata=2014-05-12 |urlmorta=não }}</ref>
|-id=9
| +9.50|| colspan="3" style="background-color:#EEE;" |''Objetos mais fracos visíveis usando [[binóculos]] 7×50 comuns em condições típicas.''<ref name="binoculars">{{citar web |data=2004 |título=Limiting Magnitude in Binoculars |publicado=Cloudy Nights |primeiro=Ed |último=Zarenski |url=http://www.cloudynights.com/documents/limiting.pdf |acessodata=2011-05-06 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20110721072103/http://www.cloudynights.com/documents/limiting.pdf |arquivodata=2011-07-21 |urlmorta=não }}</ref>
|-
| +10.20|| Lua [[Jápeto (satélite)|Jápeto]] || Visto da Terra
|Brilho máximo,<ref name=arval>{{citar web|título=Classic Satellites of the Solar System|url=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|publicado=Observatorio ARVAL|acessodata=2010-06-25|arquivourl=https://web.archive.org/web/20100731193653/http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|arquivodata=31 de julho de 2010|urlmorta=sim}}</ref> mais brilhante quando a oeste de Saturno e leva 40 dias para mudar de lado
|-
| +11.05
|Estrela [[Proxima Centauri]]
|Visto da Terra
|Estrela mais próxima
|-
| +11.8
|Lua [[Fobos (satélite)|Fobos]]
|Visto da Terra
|Brilho máximo; lua mais brilhante de Marte
|-
| +12.23
|Estrela [[R136a1]]
|Visto da Terra
|Estrela mais luminosa e massiva conhecida<ref>{{citar jornal|url=https://www.space.com/41313-most-massive-star.html|título=What Is the Most Massive Star?|publicado=Space.com|acessodata=2018-11-05|arquivourl=https://web.archive.org/web/20190111150305/https://www.space.com/41313-most-massive-star.html|arquivodata=2019-01-11|urlmorta=não}}</ref>
|-
| +12.89
|Lua [[Deimos (satélite)|Deimos]]
|Visto da Terra
|Brilho máximo
|-
| +12.91|| [[Quasar]] [[3C 273]] || Visto da Terra
|Mais brilhante ([[distância de luminosidade]] de 2.4 bilhões de anos-luz)
|-
| +13.42|| Lua [[Tritão (satélite)|Tritão]] || Visto da Terra
|Brilho máximo<ref name=jpl-sat>{{citar web |título=Planetary Satellite Physical Parameters |publicado=[[JPL]] (Solar System Dynamics) |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par |data=2009-04-03 |acessodata=2009-07-25|arquivourl= https://web.archive.org/web/20090723024226/http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par|arquivodata=23 de julho de 2009 | urlmorta= não}}</ref>
|-id=Pluto
| +13.65|| Planeta anão [[Plutão#Observação|Plutão]] || Visto da Terra
|Brilho máximo,<ref name="pluto">{{citar web |último=Williams |primeiro=David R. |título=Pluto Fact Sheet |publicado=NASA |data=2006-09-07 |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/plutofact.html | acessodata=2010-06-26|arquivourl= https://web.archive.org/web/20100701180605/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/plutofact.html|arquivodata=1 de julho de 2010 | urlmorta= não}}</ref> 725 vezes mais fraco que o céu a olho nu de magnitude 6.5
|-
| +13.9
|Lua [[Titânia (satélite)|Titânia]]
|Visto da Terra
|Brilho máximo; lua mais brilhante de Urano
|-
| +14.1
|Estrela [[WR 102]]
|Visto da Terra
|Estrela mais quente conhecida
|-
| +15.4 ||[[Centauro (corpo menor do Sistema Solar)|Centauro]] [[2060 Chiron|Chiron]] || Visto da Terra
|Brilho máximo<ref name=AstDys-Chiron>{{citar web |título=AstDys (2060) Chiron Ephemerides |publicado=Department of Mathematics, University of Pisa, Italy |url=https://newton.spacedys.com/astdys/index.php?pc=1.1.3.1&n=2060&oc=500&y0=2097&m0=4&d0=3&h0=00&mi0=00&y1=2097&m1=4&d1=3&h1=00&mi1=00&ti=1.0&tiu=days |acessodata=2010-06-26 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20110629201115/http://hamilton.dm.unipi.it/astdys/index.php?pc=1.1.3.1&n=2060&oc=500&y0=2097&m0=4&d0=3&h0=00&mi0=00&y1=2097&m1=4&d1=3&h1=00&mi1=00&ti=1.0&tiu=days |arquivodata=2011-06-29 |urlmorta=não }}</ref>
|-
| +15.55|| Lua [[Caronte (satélite)|Caronte]] || Visto da Terra
|Brilho máximo (a maior lua de Plutão)
|-
| +16.8 || Planeta anão [[Makemake]] || Visto da Terra
|Brilho de [[Oposição (astronomia)|oposição]] atual<ref name=AstDys-Makemake>{{citar web |título=AstDys (136472) Makemake Ephemerides |publicado=Department of Mathematics, University of Pisa, Italy |url=https://newton.spacedys.com/astdys/index.php?pc=1.1.3.1&n=136472&oc=500&y0=2010&m0=3&d0=17&h0=00&mi0=00&y1=2010&m1=3&d1=17&h1=00&mi1=00&ti=1.0&tiu=days |acessodata=2010-06-26 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20110629200626/http://hamilton.dm.unipi.it/astdys/index.php?pc=1.1.3.1&n=136472&oc=500&y0=2010&m0=3&d0=17&h0=00&mi0=00&y1=2010&m1=3&d1=17&h1=00&mi1=00&ti=1.0&tiu=days |arquivodata=2011-06-29 |urlmorta=não }}</ref>
|-id=17
| +17.27|| Planeta anão [[Haumea]] || Visto da Terra
|Brilho de oposição atual<ref name=AstDys-Haumea>{{citar web |título=AstDys (136108) Haumea Ephemerides |publicado=Department of Mathematics, University of Pisa, Italy |url=https://newton.spacedys.com/astdys/index.php?pc=1.1.3.1&n=136108&oc=500&y0=2010&m0=4&d0=6&h0=00&mi0=00&y1=2010&m1=4&d1=6&h1=00&mi1=00&ti=1.0&tiu=days |acessodata=2010-06-26 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20110629200847/http://hamilton.dm.unipi.it/astdys/index.php?pc=1.1.3.1&n=136108&oc=500&y0=2010&m0=4&d0=6&h0=00&mi0=00&y1=2010&m1=4&d1=6&h1=00&mi1=00&ti=1.0&tiu=days |arquivodata=2011-06-29 |urlmorta=não }}</ref>
|-
| +18.7 || Planeta anão [[Éris (planeta anão)|Éris]] || Visto da Terra
|Brilho de oposição atual

|-id=19
| +19.5 || colspan="3" style="background-color:#EEE;" |''Objetos mais fracos observáveis com o telescópio [[Catalina Sky Survey]] de 0.7 metros usando uma exposição de 30 segundos<ref>{{citar web |url=https://catalina.lpl.arizona.edu/about/facilities |título=Catalina Sky Survey (CSS) Facilities |acessodata=2019-11-03 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20191103212019/https://catalina.lpl.arizona.edu/about/facilities |arquivodata=2019-11-03 |urlmorta=não }}</ref> e também a [[magnitude limite]] aproximada do [[Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System]] (ATLAS)''
|-
| +20.7 || Lua [[Caliroe (satélite)|Caliroe]] || Visto da Terra
|(pequeno satélite de ≈8 km de Júpiter)<ref name="jpl-sat" />
|-
| +22 || colspan="3" style="background-color:#EEE;" |''Objetos mais fracos observáveis na luz visível com um [[telescópio Ritchey-Chrétien]] de 600 mm (24″) com 30 minutos de imagens empilhadas (6 subquadros de 5 minutos cada) usando um [[Dispositivo de carga acoplada|detector CCD]]''<ref name="24inch">{{citar web|data=2009-10-05|título=17 New Asteroids Found by LightBuckets|publicado=LightBuckets|autor=Steve Cullen (sgcullen)|url=http://www.lightbuckets.com/news/37/17-new-asteroids-found-by-lightbuckets/|arquivourl=https://web.archive.org/web/20100131051349/http://www.lightbuckets.com/news/37/17-new-asteroids-found-by-lightbuckets/|urlmorta=sim|arquivodata=2010-01-31|acessodata=2009-11-15}}</ref>
|-
| +22.8
|[[Luhman 16]]
|Visto da Terra
|[[Anãs marrons]] mais próximas (Luhman 16A=23.25, Luhman 16B=24.07)<ref Name="Boffin et al. 2014">{{citar periódico |autor=Boffin, H.M.J. |autor2=Pourbaix, D. |título=Possible astrometric discovery of a substellar companion to the closest binary brown dwarf system WISE J104915.57–531906.1 |periódico=Astronomy and Astrophysics |volume=561 |páginas=5 |data=2014 |doi=10.1051/0004-6361/201322975 |arxiv=1312.1303 |bibcode=2014A&A...561L...4B|s2cid=33043358 }}</ref>
|-
| +22.91|| Lua [[Hidra (satélite)|Hydra]] || Visto da Terra
|Brilho máximo da lua de Plutão
|-
| +23.38|| Lua [[Nix (satélite)|Nix]] || Visto da Terra
|Brilho máximo da lua de Plutão
|-id=24
| +24 || colspan="3" style="background-color:#EEE;" |''Objetos mais fracos observáveis com o telescópio [[Pan-STARRS]] de 1.8 metros usando uma exposição de 60 segundos<ref>{{citar web| url = https://panstarrs.ifa.hawaii.edu/pswww/?page_id=34| título= Pan-STARRS limiting magnitude}}</ref> Esta é atualmente a magnitude limitante de todos os levantamentos astronômicos automatizados do céu.''
|-id=25
| +25.0 || Lua [[Fenrir (satélite)|Fenrir]] || Visto da Terra
|(pequeno satélite de ≈4 km de Saturno)<ref name=sheppard-saturn>{{citar web |título=Saturn's Known Satellites |publicado=Carnegie Institution (Department of Terrestrial Magnetism) |primeiro=Scott S. |último=Sheppard |autorlink=Scott S. Sheppard |url=http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/satsatdata.html |acessodata=2010-06-28 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20110515215254/http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/satsatdata.html |arquivodata=2011-05-15 |urlmorta=não }}</ref>
|-
| +25.3 || [[Objeto transnetuniano]] {{mpl|2018 AG|37}} || Visto da Terra
|Objeto observável mais distante conhecido no Sistema Solar, cerca de 132 UA (19.7 bilhões de km) do Sol
|-
| +26.2 || Objeto transnetuniano {{mpl|2015 TH|367}} || Visto da Terra
|Objeto de tamanho de 200 km a cerca de 90 UA (13 bilhões de km) do Sol e cerca de 75 milhões de vezes mais fraco do que o que pode ser visto a olho nu.
|-id=27
| +27.7 || colspan="3" style="background-color:#EEE;" |''Objetos mais fracos observáveis com um único telescópio terrestre da classe de 8 metros, como o [[Telescópio Subaru]], em uma imagem de 10 horas<ref>[http://www.skyandtelescope.com/astronomy-resources/astronomy-questions-answers/what-is-the-faintest-object-imaged-by-ground-based-telescopes/ What is the faintest object imaged by ground-based telescopes?] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160202021559/http://www.skyandtelescope.com/astronomy-resources/astronomy-questions-answers/what-is-the-faintest-object-imaged-by-ground-based-telescopes/ |data=2016-02-02 }}, by: The Editors of Sky Telescope, 24 July 2006</ref>''
|-id=28
| +28.2 || [[Cometa Halley]] || Visto da Terra (2003)
|em 2003, quando estava a 28 UA (4.2 bilhões de km) do Sol, fotografado usando 3 de 4 escopos individuais sincronizados no conjunto do [[Very Large Telescope]] do [[Observatório Europeu do Sul|ESO]] usando um tempo total de exposição de cerca de 9 horas<ref name="ESO2003">{{citar web|url=http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2003/phot-27-03.html|título=New Image of Comet Halley in the Cold|data=2003-09-01|publicado=[[ESO]]|arquivourl=https://web.archive.org/web/20090301212846/http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2003/phot-27-03.html|arquivodata=1 de março de 2009|urlmorta=sim|acessodata=2009-02-22}}</ref>
|-
| +28.4 || Asteroide {{mpl|2003 BH|91}} || Visto da órbita da Terra
|Magnitude observada do objeto do [[cinturão de Kuiper]] de ≈15 km Visto pelo [[Telescópio Espacial Hubble]] (HST) em 2003, o asteroide mais escuro conhecido diretamente observado.
|-id=31
| +31.5 || colspan="3" style="background-color:#EEE;" |''Objetos mais fracos observáveis na luz visível com o [[Telescópio Espacial Hubble]] através do [[EXtreme Deep Field]] com ≈23 dias de tempo de exposição coletados ao longo de 10 anos''<ref>{{citar periódico |último1=Illingworth |primeiro1=G. D. |último2=Magee |primeiro2=D. |último3=Oesch |primeiro3=P. A. |último4=Bouwens |primeiro4=R. J. |último5=Labbé |primeiro5=I. |último6=Stiavelli |primeiro6=M. |último7=van Dokkum |primeiro7=P. G. |último8=Franx |primeiro8=M. |último9=Trenti |primeiro9=M. |último10=Carollo |primeiro10=C. M. |último11=Gonzalez |primeiro11=V. |título=The HST eXtreme Deep Field XDF: Combining all ACS and WFC3/IR Data on the HUDF Region into the Deepest Field Ever|periódico=The Astrophysical Journal Supplement Series |data=21 de outubro de 2013 |volume=209 |número=1 |páginas=6 |arxiv=1305.1931 |bibcode=2013ApJS..209....6I |doi=10.1088/0067-0049/209/1/6|s2cid=55052332 }}</ref>
|-
| +34 || colspan="3" style="background-color:#EEE;" |''Objetos mais fracos observáveis na luz visível com o [[Telescópio Espacial James Webb]]''<ref name="maron">http://www.jaymaron.com/telescopes/telescopes.html {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170801093437/http://www.jaymaron.com/telescopes/telescopes.html |data=2017-08-01 }} (retrieved Sep 14 2017)</ref>
|-
| +35 || Asteroide sem nome || Visto da órbita da Terra
|Magnitude esperada do asteroide mais escuro conhecido, um objeto do cinturão de Kuiper de 950 metros descoberto (pelo HST) [[Ocultação|passando na frente de uma estrela]] em 2009.<ref name="hstoccultation">{{citar jornal |url=https://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_img_kuiper-smallest.html |título=Hubble Finds Smallest Kuiper Belt Object Ever Seen |publicado=[[NASA]] |acessodata=16 de março de 2018 |língua=en |arquivourl=https://web.archive.org/web/20170609103407/https://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_img_kuiper-smallest.html |arquivodata=9 de junho de 2017 |urlmorta=não}}</ref>
|-
| +35 || Estrela [[LBV 1806-20]] || Visto da Terra
|Uma estrela variável azul luminosa, magnitude esperada em comprimentos de onda visíveis devido à [[extinção interestelar]].
|}

== Ver também ==
* [[Módulo de distância]]
* [[Lista das estrelas brilhantes mais próximas]]
* [[Lista de estrelas próximas]]
* [[Luminosidade]]
* [[Brilho superficial]]

{{referências}}

== Ligações externas ==
* {{citar web|url=http://www.icq.eps.harvard.edu/MagScale.html |título=The astronomical magnitude scale |website=International Comet Quarterly}}

{{Estrela}}
{{controle de autoridade}}

[[Categoria:Astronomia observacional]]
[[Categoria:Escalas logarítmicas de medição]]