Неозброєному телескопом оку зіркове небо є розсипом крапок, що світяться., мають різну яскравість. Яскравість зірки., а точніше , ту освітленість, яку створює випромінювання зірки на поверхні приймача (наприклад, на сітківці ока, на чутливому шарі фотопластинки тощо. п. ) , астрономи оцінюють деяким чисельним параметром, званим видима зіркова величина m. В основу шкали видимих ​​зоряних величин покладено експериментальний закон Вебера-Фехнера: якщо E – освітленість будь-якого майданчика, dE – зміна освітленості цього майданчика, а dP – зміна світлового відчуття, то справедливе співвідношення:

d P~ d E/E (1)

тобто. Зміна зорового відчуття залежить не просто від зміни освітленості, але від відношення зміни освітленості до освітленості. Закон Вебера-Фехнера можна сформулювати так:

Якщо подразнення збільшується в геометричній прогресії, то відчуття змінюється в арифметичній прогресії.

З (1) випливає:

P ~ lgE. (2)

Співвідношення (2) лежить в основі зв'язку з фотометричною фізичною шкалою оцінок освітленостей, яскравостей та інтенсивностей.

Яскравості (“блиск”) астрономічних об'єктів (і протяжних і точкових) вимірюються в шкалі “зоряних величин”. Термін “зоряна величина” - данина іррадіації, тобто. чим яскравіше спостерігається (точковий) об'єкт, тим більше за розмірами він видається спостерігачеві. Строго кажучи, "іррадіація" - вихід видимих ​​розмірів світила, що спостерігається за межі його дійсного (кутового) розміру.

Видима зоряна величина m - чисельний вираз зорового відчуття під час спостереження випромінюючих астрономічних об'єктів. Тоді відповідно до закону Вебера-Фехнера (1):

Dm ~ dE/E, m ~ lgE. (3)

Практика астрономічних спостережень показала, що між m і lgE лінійна, тобто.

m = a + b × lgE. (4)

Око - відносний приймач випромінювання, тобто. він здатний оцінювати фотометричні характеристики джерела лише проти іншим джерелом випромінювання. Тоді при спостереженні двох зірок маємо:

m 1 = a + b × lgE 1 ,

m 2 = a + b × lgE 2 ,

або

M 1 - m 2 = b × (lgE 1 - lgE 2) = b × lg (E 1 / E 2). (5)

У ХІХ ст. після дослідження можливих значень коефіцієнта "b" Погсон запропонував рахувати b = -2,512. Вираз (5) можна переписати у вигляді:

m 1 - m 2 = - 2,512 × lg(E 1 /E 2), (6)

або

lg(E 1 /E 2) = 0,4 × (m 2 - m 1). (7)

Формула (7) – формула Погсона.

Приймемо за одиницю освітленості E освітленість від зірки, видима зіркова величина якої m = 0 m. Тоді з (6) отримаємо зв'язок між E та m:

m = – 2,512 × lgE. (8)

Видима зіркова величинаm є десятковий логарифм освітленості E, створюваної світилом у точці спостереження на нормальній напрямку випромінювання площині, помножений на -2,512.

Якщо E = 1, то із (4): a = m, тобто. a є видимою зоряною величиною одиниці освітленості.

Так, якщо світило, що спостерігається, створює на приймачі випромінювання освітленість E = , то a = -14 m 18 (без урахування атмосфери) або a = -13 m 89 (з урахуванням атмосфери, тобто "заатмосферне" значення одиниці освітленості) .

Шкала видимих ​​зоряних величин калібрована так, що , якщо блиск двох зірок (освітленості, створювані цими ми на приймачі випромінювання) розрізняються в 2. 512 разів, то їх видимі зіркові величини різняться на одиницю, причому менше значення m має яскравіша. Видимі зіркові величини m можуть бути негативними та позитивними, числами цілими або дробовими. Найяскравіші об'єкти неба мають негативну видиму зіркову величину: наприклад , для Сонця m ⊙ = -26 m,5. Найслабші об'єкти, які можна спостерігати за допомогою найбільших телескопів, обладнаних чутливими приймачами випромінюваннямають m =+25 m÷+30 m . Зі співвідношення Погсона випливає, що видима яскравість Сонця приблизно 10 22 разів перевищує яскравість зірок, доступних межі найбільшим телескопам.

Шкала видимих ​​зоряних величин введена Гіппархом ( II в. до н.е.). Видима зіркова величина m ніяк не пов'язана з видимим, ні з дійсним розміром (діаметром) зірки. Більш того, порівнюючи видимі величини двох зірок, ми нічого не можемо сказати про відмінності в дійсних цих зірок. Зірки відрізняються один від одного за діаметром і, отже , за площею випромінюючої поверхні, за температурою поверхнінарешті, можуть бути на різних відстанях від спостерігача. Холодний карлик із мізерною потужністю випромінювання, але той, що знаходиться близько від Сонця, може мати таку ж видиму яскравість, як і гарячий гігант, віддалений від нас на велику відстань. Звідси випливає , що знання відстаней до зірок тамає принципове значення для оцінки дійсних фізичних параметрів зірок та, отже , для розуміння фізичних процесів, зірок, що відбуваються у світі.

(освітлення занадто малі), і найголовніше, історично склалося так, що блиск зірок стали вимірювати задовго до введення фізиками поняття освітленості, використовуючи позасистемну одиницю виміру - зіркову величину m* .

Таблиця. Фізичні характеристики Сонця

см/сек2

4m.8

12.2. Зоряні величини

Зоряні величини були введені Гіппархом у II столітті до н. Він розділив видимі неозброєним оком зірки за рівнем їхньої яскравості на шість класів - зоряних величин. Найяскравіші зірки належали до першого класу – мали першу зіркову величину, а найслабші належали до шостого класу та мали шосту зіркову величину

(Позначення відповідно 1m і 6m). Таким чином, важливо запам'ятати, що чим більша зіркова величина, тим слабша зірка.

Зв'язок між освітленнями і зірковими величинами була встановлена ​​в XIX столітті Погсоном, і вона визначає відношення освітленостей, створюваних двома зірками, через різницю їх зіркових величин:

Як початок відліку зоряних величин була обрана зірка Вега (Lyr). Умовились

З іншого боку, нині використовують дробові значення зоряних величин, а яскравіші зірки, ніж Вега, мають негативні зоряні величини. Наприклад, Сіріус (CMa) має блиск m=-1m.58.

Цілком очевидно, що зоряна величина практично нічого не говорить нам про справжню світність зірки. Яскрава зірка першої зіркової величини може бути близькою зіркою-карликом низької світності, а слабка зірочка шостої зіркової величини виявиться дуже далеким надгігантом величезної світності. Тому для характеристики світності зірок введено шкалу абсолютних зоряних величин M. Абсолютна зіркова величина - це зіркова величина, яку мала ця зірка, перебуваючи з відривом 10 пк . Зв'язок між видимою та абсолютною зірковою величиною легко знайти, використовуючи закон Погсона і висловлюючи відстань до зірки у парсеках:

Остаточно отримаємо:

Світимості зірок у світильниках Сонця зручно виражати через абсолютну зоряну величину Сонця:

12.3. Спектри зірок. Ефект Доплера

Крім розглянутих вище інтегральних (за всіма довжинами хвиль) освітленостей E ,

обумовлені як кількість енергії, що надходить від зірки на перпендикулярний одиничний майданчик за одиницю часу в одиничному інтервалі довжин хвиль (=ерг/(см)

У різних зірок на різні довжини хвиль припадає різна кількість енергії, тому розглядають розподіл енергії по довжинах хвиль і називають його ще спектральним розподілом енергіїчи просто спектром зірки. Залежно від температури зірки максимум у спектральному розподілі посідає різні довжини хвиль. Чим зірка гарячіше, тим менші довжини хвиль припадає максимум її спектрального розподілу енергії. Тому гарячі зірки за кольором є блакитними та білими, а холодні – жовтими та червоними.

У спектрах зірок і натомість безперервного спектру помітні численні темні щодо вузькі лінії поглинання. Вони утворюються при переходах між енергетичними рівнями різних атомів та іонів у поверхневих шарах зірки. Кожен перехід характеризується певною довжиною хвилі. Однак у

спостерігаються спектри зірок довжини хвиль цих переходів не збігаються з лабораторними

Землі. Внаслідок руху зірки всі довжини хвиль, що спостерігаються, зміщуються щодо своїх лабораторних значень, завдяки ефекту Допплера. Якщо зірка до нас наближається, лінії в її спектрі зміщуються в синю область спектру, а якщо віддаляється від нас, то червону. Величина усунення z залежить від швидкості зірки вздовж променя зору v r :

Тут c = 300000 км/сек це швидкість світла у вакуумі.

Таким чином, вивчаючи зсув ліній у спектрах зірок та інших небесних тіл щодо їх лабораторних положень, ми можемо отримати багату інформацію про променеві швидкості зірок, про швидкості розширення оболонок зірок (зоряний вітер, вибухи Нових та Наднових зірок), вивчати спектрально-подвійні зірки.

12.4. Галактики. Закон Хаббла

На початку XX століття було остаточно доведено, що окрім нашої зіркової системи, Галактики (Чумацький Шлях), куди входить Сонце та ще близько ста мільярдів зірок, існують й інші зіркові системи- галактики, віддалені від нас на сотні та тисячі

мегапарсек (1 Мпк = 106 пк) і так само складаються з десятків і сотень мільярдів зірок.

У 1929 Едвін Хаббл виявив, що в спектрах галактик спостерігається дивовижна закономірність: чим далі від нас розташована галактика, тим більше зміщені в червоний бік лінії в її спектрі. Це означає, що чим далі від нас розташована галактика, тим швидше вона від нас віддаляється. Ця закономірність отримала назву закону Хаббла:

Величина 50-100 км/(сек Мпк) носить назву постійної Хаббла. Використовуючи цей закон, ми можемо, знаючи величину червоного зміщення z , визначати відстань до галактик

МПК.

Закон Хаббла означає, що наш Всесвіт (або Метагалактика) розширюється і взаємні відстані між галактиками безперервно збільшуються. Слід зазначити, що закон

Хаббла не є абсолютно точним і застосовується лише при швидкостях видалення або . При 0.1 необхідно враховувати релятивістські виправлення.

67. Визначити світність зірки Альтаїр (Aql), якщо відстань до неї d = 5 пк, а видима зоряна величина m = 0m.

Рішення: Перш за все, необхідно знайти абсолютну зіркову величину Альтаїра: M = m +5-5 lg 5 = 2m. Потім, порівнюючи її з абсолютною зірковою величиною Сонця

, знайти світність Альтаїра, виражену у світимості Сонця:

Або, звідки

68. Нова зірка 1901 р., що спалахнула у сузір'ї Персея, за дві доби збільшила свій блиск з 12m до 2m. У скільки разів збільшилася її яскравість (освітлювана нею освітленість)?

Рішення: Скористаємося законом Погсона lg (E 1 /E 2 ) = -0.4 (m 1 -m 2) = -0.4 (2-12) = 4. Отже, яскравість збільшилася у 104 разів.

69. Визначити радіус зірки, якщо її температура T eff = 13000 K, а світність ?

Рішення: Скористаємося формулою (43) і виведемо з неї, що

Підставивши відомі значення та пам'ятаючи, що = 6000 K, обчислимо, що .

70. (786) Яка сумарна зіркова величина подвійної зірки Андромеди, якщо зіркові

величини її компонентів дорівнюють 2m .28 та 5m .08?

Рішення: При розв'язанні таких завдань треба пам'ятати, що можна підсумовувати освітленості, створювані різними зірками, але з їх зіркові величини.

Насамперед знайдемо відношення освітленостей, створюваних компонентами зірки lg E2/E1=-0.4(5.08-2.28)=-1.12 або E2/E1=0.076. Сумарна зоряна величина компонент також визначається із закону Погсона m -m 1 =-2.5 lg ((E 1 +E 2 )/E 1 )= -2.5 lg (1+0.076) або m =m 1 -

0.08 = 2m.20.

71. (760) У спектрі зірки лінія кальцію з = 4227 виявилася зміщеною до синього

кінці спектру на 0.7. Визначити, з якою швидкістю зірка рухається з променю зору, чи видаляється вона чи наближається?

Рішення: Оскільки лінія зміщена до синього кінця спектру, отже, зірка наближається до нас, а з формули (49) очевидно, що

49.7 км/сек.

72. (756) Скільки зірок 6-ї величини мають такий самий блиск, як одна зірка 1-ї величини?

73. (755) Нехай деяка зірка періодично пульсує за постійної температури поверхні. На скільки зіркових величин змінюється при цьому її блиск, якщо мінімальний радіус зірки в 2 рази більший за максимальний?

74. (1014) Відстань до Сіріуса складає 2.7пс, але через взаємні рухи Сонця і Сіріуса зменшується зі швидкістю 8 км/сек. Через скільки років яскравість Сіріуса зросте вдвічі?

75. (759) Зірок 6-ї величини на північному небі 2000. У скільки разів створювана ними освітленість більша за освітленість, що створюється Сиріусом m =-1m .6?

76. (764) У спектрі Нової 1934 р. у Геркулесі темні лінії було зміщено щодо нормального становища до синього кінця. Лінія(=4341) виявилася зміщена на

10.1. Яка швидкість розширення оболонки зірки?

77. (1093) Подвійна зіркаГідри має період обігу 15.3 року, паралакс 0".02 та кутові розміри великої півосі орбіти 0".23. Визначити лінійні розміри великої півосі та суму мас компонентів.

78. (788) Зірка Центавра подвійна, причому її сумарна зоряна величина 0m.06.

Зоряна величина яскравішого компонента 0m .33. Яка зоряна величина менш яскравого компонента?

79. (1002) У скільки разів світність зірки Найближча Центавра (Proxima Centauri), для якої, менше світності Сонця.

80. (1000) Обчислити абсолютну зоряну величину Сіріуса, знаючи, що його паралакс дорівнює 0". 371, а видима зіркова величина m=-1m.58.

Зоряна величина - числова характеристика об'єкта на небі, найчастіше зірки, що показує, скільки світла надходить від нього в точку, де знаходиться спостерігач.

Видима (візуальна)

Сучасне поняття видимої зоряної величини зроблено таким, щоб воно відповідало величинам, приписаним зіркам давньогрецьким астрономом Гіппарх у II столітті до н. е. Гіппарх розділив усі зірки на шість величин. Найяскравіші він назвав зірками першої величини, найтьмяніші — зірками шостої величини. Проміжні величини він розподілив рівномірно між зірками, що залишилися.

Видима зоряна величина залежить тільки від того, скільки світла випромінює об'єкт, а й від того, на якій відстані від спостерігача він знаходиться. Видима зоряна величина вважається одиницею виміру блискузірки, причому чим блиск більший, тим величина менша, і навпаки.

У 1856 року М. Погсон запропонував формалізації шкали зоряних величин. Видима зоряна величина визначається за формулою:

Де I- Світловий потік від об'єкта, C- Постійна.

Оскільки дана шкала відносна, то її нуль-пункт (0 m ) визначають як яскравість такої зірки, у якої світловий потік дорівнює 10 квантів /(см²·с·Å) в зеленому світлі (шкала UBV) або 10 6 квантів /(см² с·Å) у всьому видимому діапазоні світла. Зірка 0 m поза земної атмосфери створює освітленість в 2,54·10 −6 люкс.

Шкала зоряних величин є логарифмічною, оскільки зміна яскравості в однакове число разів сприймається як однакова (закон Вебера - Фехнера). Крім того, оскільки Гіппарх вирішив, що величина тем меншеніж зірка яскравіше, то у формулі є знак мінус.

Наступні дві властивості допомагають користуватися видимими зоряними величинами практично:

1. Збільшенню світлового потоку у 100 разів відповідає зменшення видимої зоряної величини рівно на 5 одиниць.
2. Зменшення зоряної величини однією одиницю означає збільшення світлового потоку в 10 1/2,5 =2,512 разу.

В наші дні видима зоряна величина використовується не тільки для зірок, але й для інших об'єктів, наприклад, для Місяця та Сонця та планет. Оскільки вони можуть бути яскравішими за найяскравішу зірку, то у них може бути негативна видима зоряна величина.

Видима зоряна величина залежить від спектральної чутливості приймача випромінювання (очі, фотоелектричного детектора, фотопластинки тощо)

• Візуальназіркова величина ( Vабо m v ) визначається спектром чутливості людського ока (видиме світло), що має максимум чутливості при довжині хвилі 555 нм. або фотографічно з оранжевим фільтром.

• Фотографічнаабо «синя» зоряна величина ( Bабо m p ) визначається фотометрування зображення зірки на фотопластинці, чутливої ​​до синіх і ультрафіолетових променів, або за допомогою сурм'яно-цезієвого фотопомножувача з синім фільтром.

• Ультрафіолетовазіркова величина ( U) має максимум в ультрафіолеті при довжині хвилі близько 350 нм.

Різниці зоряних величин одного об'єкта в різних діапазонах U−Bі B−Vє інтегральними показниками кольору об'єкта, що більше, тим паче червоним є об'єкт.

• Болометричназоряна величина відповідає повній потужності випромінювання зірки, тобто потужності, підсумованої по всьому спектру випромінювання. Для її вимірювання застосовується спеціальний пристрій – болометр.

абсолютна

Абсолютна зоряна величина (M ) визначається як видима зоряна величина об'єкта, якби він був розташований на відстані 10 парсек від спостерігача. Абсолютна болометрична зоряна величина Сонця +4,7. Якщо відома видима зоряна величина та відстань до об'єкта, можна обчислити абсолютну зоряну величину за формулою:

де d 0 = 10 пк ≈ 32,616 світлових років.

Відповідно, якщо відомі видима та абсолютна зоряні величини, можна обчислити відстань за формулою

Абсолютна зоряна величина пов'язана зі світністю наступним співвідношенням: де і - світність і абсолютна зоряна величина Сонця.

Зоряні величини деяких об'єктів

Сонце з різних відстаней

Навіть далекі астрономії люди знають, що зірки мають різний блиск. Найбільш яскраві зірки легко видно на засвіченому міському небі, а тьмяні ледь помітні за ідеальних умов спостереження.

Для характеристики блиску зірок та інших небесних світил (наприклад, планет, метеорів, Сонця та Місяця) вчені виробили шкалу зоряних величин.

Видима зіркова величина(m; часто її називають просто "зоряна величина") вказує потік випромінювання поблизу спостерігача, тобто спостерігається яскравість небесного джерела, яка залежить не тільки від реальної потужності випромінювання об'єкта, а й від відстані до нього.

Це безрозмірна астрономічна величина, що характеризує освітленість, що створюється небесним об'єктом поблизу спостерігача.

Освітленість- Світлова величина, що дорівнює відношенню світлового потоку, що падає на малу ділянку поверхні, до його площі.
Одиницею виміру освітленості в Міжнародній системі одиниць (СІ) служить люкс (1 люкс = 1 люмен на квадратний метр), в СГС (сантиметр-грам-секунду) – фот (один фот дорівнює 10 000 люксів).

Освітленість прямо пропорційна силі світла джерела світла. При віддаленні джерела від поверхні, що освітлюється, її освітленість зменшується назад пропорційно квадрату відстані (закон зворотних квадратів).

Суб'єктивно видима зоряна величина сприймається як блиск (у точкових джерел) або яскравість (у протяжних).

При цьому блиск одного джерела вказують шляхом порівняння його з блиском іншого, прийнятого за еталон. Такими стандартами зазвичай служать спеціально підібрані неперемінні зірки.

Зоряну величину спочатку ввели як покажчик видимого блиску зірок в оптичному діапазоні, але пізніше поширили і інші діапазони випромінювання: інфрачервоний, ультрафіолетовий.

Таким чином, видима зоряна величина m або блиск є мірою освітленості Е, що створюється джерелом на перпендикулярній до його променів поверхні в місці спостереження.

Історично все почалося понад 2000 років тому, коли давньогрецький астроном та математик Гіппарх(II століття до нашої ери) поділило видимі оком зірки на 6 величин.

Найяскравішим зіркам Гіппарх привласнив першу зіркову величину, а найтьмянішим, ледь видимим оком, - шосту, інші рівномірно розподілив по проміжних величинах. Причому, поділ на зіркові величини Гіппарх зробив так, щоб зірки 1-ї величини здавалися настільки яскравішими від зірок 2-ї величини, наскільки ті здаються яскравішими за зірки 3-ї величини і т. д. Тобто від градації до градації блиск зірок змінювався на одну і ту саму величину.

Як пізніше з'ясувалося, зв'язок такої шкали з реальними фізичними величинами логарифмічний, оскільки зміна яскравості в однакове число разів сприймається оком як зміна на однакову величину. емпіричний психофізіологічний закон Вебера – Фехнера, згідно з яким інтенсивність відчуття прямо пропорційна логарифму інтенсивності подразника.

Це пов'язано з особливостями людського сприйняття, наприклад, якщо в люстрі послідовно запалюється 1, 2, 4, 8, 16 однакових лампочок, то нам здається, що освітленість у кімнаті постійно збільшується на одну й ту саму величину. Тобто кількість лампочок повинна збільшуватися в однакове число разів (у прикладі вдвічі), щоб нам здавалося, що приріст яскравості постійний.

Логарифмічна залежність сили відчуття Е від фізичної інтенсивності подразника Р виражається формулою:

Е = до log P + a, (1)

де k і a – деякі незмінні, зумовлені цією сенсорною системою.

У середині 19 в. Англійський астроном Норман Погсон здійснив формалізацію шкали зоряних величин, яка враховувала психофізіологічний закон зору.

Грунтуючись на реальних результатівспостережень, він постулював, що

ЗІРКА ПЕРШОЇ ВЕЛИЧИНИ РІВНЕ В 100 РАЗІВ ЯРШЕ ЗІРКИ ШОСТОЇ ВЕЛИЧИНИ.

При цьому відповідно до виразу (1) видима зоряна величина визначається рівністю:

m = -2,5 lg E + a, (2)

2,5 – коефіцієнт Погсона, знак мінус – данина історичної традиції (яскравіші зірки мають меншу, у т. ч. негативну, зоряну величину);
a – нуль-пункт шкали зоряних величин, що встановлюється міжнародною угодою, пов'язаною з вибором базової точки вимірювальної шкали.

Якщо Е 1 і Е 2 відповідають зоряним величинам m 1 і m 2 то з (2) слід, що:

E 2 /E 1 = 10 0,4 (m 1 - m 2) (3)

Зменшення зоряної величини на одиницю m1 - m2 = 1 призводить до збільшення освітленості Е приблизно 2,512 рази. При m 1 - m 2 = 5, що відповідає діапазону від 1-ї до 6-ї зіркової величини, зміна освітленості буде Е 2 / Е 1 = 100.

Формула Погсона у її класичному виглядівстановлює зв'язок між видимими зірковими величинами:

m 2 - m 1 = -2,5 (lgE 2 - lgE 1) (4)

Ця формула дозволяє визначати різницю зоряних величин, але з самі величини.

Щоб з її допомогою збудувати абсолютну шкалу, необхідно задати нуль-пункт- Блиск, якому відповідає нульова зоряна величина (0 m). Спочатку як 0 м був прийнятий блиск Веги. Потім нуль-пункт був перевизначений, але для візуальних спостережень Вега досі може бути еталоном нульової видимої зоряної величини (за сучасної системи, у смузі V системи UBV, її блиск дорівнює +0,03 m (що на око не відрізняється від нуля).

Зазвичай нуль-пункт шкали зоряних величин приймають умовно за сукупністю зірок, ретельна фотометрія яких виконана різними методами.

Також за 0 m прийнята цілком певна освітленість, що дорівнює енергетичній величині E=2,48*10 -8 Вт/м². Власне, саме освітленість і визначають при спостереженнях астрономи, а потім її спеціально переводять у зіркові величини.

Роблять вони це не тільки тому, що «так звичніше», а й тому, що зіркова величина виявилася дуже зручним поняттям.

зіркова величина виявилася дуже зручним поняттям

Вимірювати освітленість у Ват на квадратний метр вкрай громіздко: для Сонця величина виходить великий, а для слабких телескопічних зірок - дуже маленькою. У той же час оперувати зірковими величинами набагато легше, тому що логарифмічна шкала винятково зручна для відображення великих діапазонів значень величин.

Погсонівська формалізація надалі стала стандартним способом оцінки зоряної величини.

Щоправда, сучасна шкала не обмежується шістьма зірковими величинами чи лише видимим світлом. Дуже яскраві об'єкти може мати негативну зоряну величину. Наприклад, Сіріус, найяскравіша зірканебесної сфери, що має зоряну величину мінус 1,47 m . Сучасна шкала дозволяє також отримати значення для Місяця і Сонця: повний місяць має зоряну величину -12,6 m, а Сонце -26,8 m. Орбітальний телескоп «Хаббл» може спостерігати об'єкти, блиск яких становить приблизно до 31,5 m .

Шкала зіркових величин
(шкала – зворотна: меншим значенням відповідають яскравіші об'єкти)

Видимі зіркові величини деяких небесних тіл

Сонце: -26,73
Місяць (повний місяць): -12,74
Венера (у максимумі блиску): -4,67
Юпітер (у максимумі блиску): -2,91
Сіріус: -1,44
Вега: 0,03
Найслабші зірки, видимі неозброєним оком: близько 6,0
Сонце з відстані 100 світлових років: 7,30
Проксима Центавра: 11,05
Найяскравіший квазар: 12,9
Найслабші об'єкти, знімки яких отримані телескопом «Хаббл»: 31,5