明顯的大小

明顯的幅度（ $M$ ）是對恆星或其他天文對象的亮度的度量。一個物體的明顯大小取決於其固有的光度，其距離以及對象沿著視線沿著觀察者的星際塵埃引起的光的光的任何滅絕。

除非另有說明，否則天文學中的一詞通常是指天體的明顯大小。幅度尺度可以追溯到古羅馬天文學家克勞迪烏斯·托勒密（Claudius Ptolemy），他的明星目錄列出了一級（最亮）到第六級（最昏暗）的明星。現代規模是通過數學定義的，以與這個歷史系統緊密相匹配。

刻度是反對的：一個物體越明亮，其幅度數越低。 1.0的差異對應於亮度比為或約2.512。例如，2.0幅度的星星的明亮是3.0級的2.512倍，是4.0級星的明亮的6.31倍，而100倍的明亮，100倍的明亮，是幅度7.0級的亮點。

最明亮的天文對象具有負面的明顯幅度：例如，金星為-4.2或sirius在-1.46。在最黑暗的夜晚，可見的最微弱的恆星明顯的幅度約為+6.5，儘管這取決於一個人的視力以及高度和大氣條件。已知物體的明顯幅度範圍從-26.832的太陽到深度哈勃太空望遠鏡圖像的物體+31.5。

表觀幅度的測量稱為光度法。使用屬於光度法系統（例如UBV系統或strömgrenuvbyβ 系統）的標準通帶過濾器，在紫外線，可見或紅外波長中進行光度測量。

絕對大小是對天體物體的內在光度的度量，而不是其明顯的亮度，並且以相同的反對數尺度表示。絕對幅度定義為如果恆星或物體從10個parsecs （33光年； 3.1 × 10 ¹⁴公里； 1.9 × 10 ¹⁴英里）觀察到明顯的大小。因此，它在恆星天體物理學中具有更大的用途，因為它是指恆星的特性，無論它與地球有多近。但是，在觀察性天文學和流行的觀星中，對“幅度”的無限期引用被認為是明顯的幅度。

業餘天文學家通常以限制幅度來表達天空的黑暗，即他們肉眼可以看到的最淡淡的恆星的明顯大小。這可以作為監視光污染傳播的一種方式。

明顯的大小實際上是衡量照明的量度，也可以在諸如Lux之類的光度單元中測量。

歷史

可見的圖型人類	明顯的標誌	Bright-Nessralativeto Vega	夜空中的星星數量（太陽除外）更明亮
是的	−1.0	251%	1（小天狼星）
	00.0	100%	4 （Sirius， Canopus ， Alpha Centauri ， Arcturus ）
	01.0	40%	15
	02.0	16%	48
	03.0	6.3%	171
	04.0	2.5%	513
	05.0	1.0%	1602
	06.0	0.4%	4800
	06.5	0.25%	9100
不	07.0	0.16%	14000
	08.0	0.063%	42000
	09.0	0.025%	121000
	10.0	0.010%	340000

用於表明幅度的量表起源於希臘化的實踐，即將肉眼可見的恆星分為六個大小。據說夜空中最亮的恆星是第一級（M = 1），而最微弱的是第六級（M = 6），這是人類視覺感知的極限（沒有望遠鏡）。每個級別的級級都是以下等級的亮度的兩倍（對數尺度），儘管該比率是主觀的，因為不存在光電遺傳學。托勒密（Ptolemy）在他的almagest中普及了這種相當粗略的恆星亮度，通常據信是源於Hipparchus。由於Hipparchus的原始Star目錄丟失了，因此無法證明或反駁。 Hipparchus本人（對Aratus的評論）的唯一保存文本清楚地證明了他沒有數字來描述亮度的系統：他總是使用諸如“大”或“小”，“明亮”或“微弱”甚至諸如諸如諸如諸如“滿月可見”之類的描述。

1856年，諾曼·羅伯特·波格森（Norman Robert Pogson）通過將第一級恆星定義為100倍的恆星，使系統正式化，其明亮的恆星像第六級恆星一樣明亮，從而確立了當今仍在使用的對數尺度。這意味著 $M$ 的星星M的明亮大約是 $M + 1$ 的恆星的2.512倍。這個數字是100的第五根，被稱為Pogson的比例。 Pogson量表的零點最初是通過分配Polaris的幅度為2。天文學家後來發現Polaris略有變化，因此它們切換到Vega作為標準參考星，將Vega的亮度分配為Vega的亮度為零幅度的定義。任何指定的波長。

除了較小的校正之外，VEGA的亮度仍然是可見和近紅外波長的零幅度的定義，其中其光譜能量分佈（SED）在溫度下近似於黑體的光譜分佈（SED） 11 000 k 。然而，隨著紅外天文學的出現，據透露，Vega的輻射包括一個紅外過量，可能是由於在溫度溫度下由灰塵組成的偶性磁盤（但比恆星表面涼爽得多）。在較短的（例如可見）波長時，在這些溫度下，灰塵會產生可忽略的發射。但是，為了將幅度尺度進一步擴展到紅外線，Vega的這種特殊性不應影響幅度尺度的定義。因此，根據黑體輻射曲線，將幅度尺度推到了所有波長，以便於理想的恆星表面11 000 k未通過偶性輻射污染。在此基礎上，可以計算為零幅度點的光譜輻照度（通常在Janskys中）作為波長的函數。使用測量機構在系統之間指定了小偏差，因此可以正確比較不同天文學家獲得的數據，但實際上重要性的是幅度的定義不是單個波長，而是應用於光度法中使用的標準光譜過濾器的響應在各種波長頻段上。

限制高放大倍率視覺觀察的大小
望遠鏡的望遠鏡（MM）	限制性
35	11.3
60	12.3
102	13.3
152	14.1
203	14.7
305	15.4
406	15.7
508	16.4

借助現代幅度系統，使用此零參考，根據下面詳述的對數定義指定了非常寬的範圍的亮度。實際上，這種明顯的幅度不超過30（對於可檢測的測量值）。 Vega的亮度超過了夜空中的四顆恆星在可見的波長（以及紅外波長的更多）以及明亮的行星金星，火星和木星的亮度，必須用負大量來描述。例如，天體中最亮的天星天狼星在可見光中的大小為-1.4。在下表中可以找到其他非常明亮的天文對象的負幅度。

天文學家已開發出其他光度零點系統作為VEGA系統的替代方案。最廣泛使用的是幅度系統，其中光度零點是基於具有單位頻率間隔恆定通量的假設參考光譜，而不是使用恆星頻譜或黑體曲線作為參考。定義了零點，以使對象的AB和基於VEGA的大小在V濾波器帶中大致相等。

測量

精度測量幅度（光度法）需要對照相或（通常）電子檢測設備進行校準。這通常涉及在相同條件下的標準恆星的同時觀察，其幅度使用該光譜濾波器是準確已知的。此外，由於望遠鏡實際收到的光量由於通過地球大氣的傳播而減小，因此必須考慮目標和校準星的氣壓。通常，人們會觀察到幾個已知幅度的恆星，這些恆星足夠相似。有利於校準恆星靠近目標的天空（以避免大氣路徑上的巨大差異）。如果這些恆星具有某種不同的天頂角（高度），則可以將校正因子作為空氣量的函數得出，並應用於目標位置處的空氣質量。這樣的校準獲得了從大氣上方觀察到的明顯幅度的亮度。

天文學的明顯尺度尺度反映了恆星的接收力，而不是它們的振幅。新移民應考慮在天體攝影中使用相對亮度度量來調整恆星之間的暴露時間。明顯的幅度也可以集成在整個對像上，無論其焦點如何，當對物體（例如太陽，月亮和行星）的物體擴展曝光時間時，需要考慮到這一點。例如，將曝光時間從月亮到太陽的範圍直接縮放，因為它們的大小在天空中的大小大致相同。但是，如果土星的圖像佔據傳感器上的圖像比月球佔據較小的區域（在相同的放大倍率上，或更一般的F/＃），則將從月球到土星的暴露量表會導致過度暴露。

計算

昏暗的一個對像出現，較高的數值較高，其幅度給出的數值 $越高$ ，相差為5個幅度，對應於亮度因子正好為 $100$ 。

m_{x}=-5\log _{100}\left({\frac {F_{x}}{F_{x,0}}}\right),

這更常見於共同的（基本10）對數表示

m_{x}=-2.5\log _{10}\left({\frac {F_{x}}{F_{x,0}}}\right),

其中FX是使用光譜濾波器X觀察到的輻照度，而FX，0是該光度濾波器的參考通量（零點）。由於5個幅度的增加對應於亮度的降低100倍，因此每個級級的增加意味著因子的亮度降低（Pogson的比例）。反轉上述公式，幅度差異m1 -m2 =Δm意味著亮度因子為

{\frac {F_{2}}{F_{1}}}=100^{\frac {\Delta m}{5}}=10^{0.4\Delta m}\approx 2.512^{\Delta m}.

示例：太陽和月亮

太陽和滿月之間的亮度比率是多少？

太陽的明顯幅度為-26.832（較明亮），滿月的平均大小為-12.74（調光）。

幅度差異：

x=m_{1}-m_{2}=(-12.74)-(-26.832)=14.09.

亮度因子：

v_{b}=10^{0.4x}=10^{0.4\times 14.09}\approx 432\,513.

太陽出現40 000倍的明亮，像滿月一樣明亮。

大小添加

有時人們可能希望增加亮度。例如，緊密分離的雙星的光度法只能產生其合併光輸出的測量。為了找到僅知道各個組件的幅度的雙星的組合幅度，這可以通過添加與每個幅度相對應的亮度（以線性單位）來完成。

10^{-m_{f}\times 0.4}=10^{-m_{1}\times 0.4}+10^{-m_{2}\times 0.4}.

解決收率

m_{f}=-2.5\log _{10}\left(10^{-m_{1}\times 0.4}+10^{-m_{2}\times 0.4}\right),

其中

m f

是添加

m 1

和

m 2

所指的亮度後產生的幅度。

明顯的骨化幅度

雖然幅度通常是指與某些波長相對應的特定濾波器帶中的測量值，但明顯或絕對的強態幅度（M _BOL ）是對物體在所有電磁頻譜上所有波長中的明顯或絕對亮度的度量（也已知的（也已知）作為對象的輻照或力量）。表觀輻射幅度尺度的零點基於以下定義：0 MAG的表觀輻射幅度等於接收的輻照度為2.518×10 ^-8 /平方米（W·m ^-2 ）。

絕對幅度

雖然明顯的大小是特定觀察者所見的物體亮度的度量，但絕對幅度是對物體內在亮度的度量。磁通量根據反向定律隨距離而降低，因此恆星的明顯大小取決於其絕對亮度及其距離（以及任何滅絕）。例如，一個距離處的恆星將具有與恆星相同的明顯大小，在該距離兩倍的兩倍。相反，天文對象的內在亮度不取決於觀察者或任何滅絕的距離。

恆星或天文對象的絕對幅度 $m$ 定義為從10個parsecs（33 ly ）的距離所看到的明顯幅度。在V頻段（視覺）中，太陽的絕對幅度為4.83，在Gaia衛星的G帶（綠色）中為4.68，在B頻段（藍色）中為5.48。

在行星或小行星的情況下，絕對幅度 $H$ 而不是觀察者和太陽的1個天文單位（150,000,000 km），它將具有明顯的幅度，並且以最大的對立（一種是一種配置）只有理論上可以實現，觀察者位於太陽表面）。

標準參考值

典型帶的標準表觀幅度和通量
樂隊	λ（μm）	$.mw-parser-output .sfrac{white-space:nowrap}.mw-parser-output .sfrac.tion,.mw-parser-output .sfrac .tion{display:inline-block;vertical-align:-0.5em;font-size:85%;text-align:center}.mw-parser-output .sfrac .num,.mw-parser-output .sfrac .den{display:block;line-height:1em;margin:0 0.1em}.mw-parser-output .sfrac .den{border-top:1px solid}.mw-parser-output .sr-only{border:0;clip:rect(0,0,0,0);height:1px;margin:-1px;overflow:hidden;padding:0;position:absolute;width:1px}δλ/λ（FWHM）$	$m = 0$ ， $f x ，0$ 的通量
樂隊	λ（μm）		JY	10 ^-20 ERG/（S·CM ² ·Hz）
U	0.36	0.15	1810	1.81
B	0.44	0.22	4260	4.26
V	0.55	0.16	3640	3.64
R	0.64	0.23	3080	3.08
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	0670	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

大小尺度是反對量表。一個普遍的誤解是量表的對數特性是因為人眼本身俱有對數響應。在波格森時代，這是真的（請參閱韋伯 - 科德納法），但現在認為回應是權力法律（請參閱史蒂文斯的權力法）。

光線不是單色的事實使大小變得複雜。光檢測器的靈敏度根據光的波長而變化，其變化的方式取決於光檢測器的類型。因此，有必要指定如何測量幅度以使值有意義。為此， UBV系統被廣泛使用，其中幅度在三個不同的波長頻段中測量：u（u（約為350 nm，在近紫外線中），b（約435 nm，在藍色區域）和v（大約555 nm，在日光下人類視覺範圍的中間）。選擇V頻帶是出於光譜目的，並給出與人眼看到的尺寸相對應的幅度。當討論沒有進一步資格的明顯大小時，通常會理解V幅度。

由於紅色巨人和紅色矮人之類的冷卻恆星在頻譜的藍色和紫外線區域發出的能量很少，因此它們的功率通常被UBV量表所代表的不足。確實，某些L和T類恆星的估計幅度超過100，因為它們發出的光很少，但紅外線最強。

幅度量度需要謹慎的治療，像這樣的測量非常重要。與人眼相比，在20世紀初期，與人眼相比，在20世紀初期，藍色超級雷格爾和紅色的超級貝特爾加斯不規則可變恆星（最大）與人眼相比，藍色超級巨星的相對亮度和紅色超級貝特爾加斯不規則可變星的相對亮度相比對藍光敏感的是紅光。從這種方法獲得的幅度稱為攝影幅度，現在被認為是過時的。

對於帶有給定絕對幅度的銀河系中的物體，將5添加到明顯的幅度中，每十倍的距離增加到對象的距離。對於非常距離的物體（遠遠超出銀河系），必須針對紅移和非歐幾里得距離措施調整這種關係。

對於行星和其他太陽系物體，明顯的大小源自其相曲線以及太陽和觀察者的距離。

明顯的幅度清單

一些列出的幅度是近似的。望遠鏡靈敏度取決於觀察時間，光帶通道和乾擾散射和氣球的光。

天體物體的明顯視覺幅度
明顯的（V）	目的	從...看	筆記
−67.57	伽馬射線爆發 GRB 080319B	從1 au看到	會結束從地球上看到的2 × 10 ¹⁶ （20倍四倍）與太陽一樣明亮
−41.39	Star Cygnus OB2-12	從1 au看到
−40.67	Star M33-013406.63	從1 au看到
−40.17	Star Eta Carinae A	從1 au看到
−40.07	星Zeta ¹天蠍座	從1 au看到
−39.66	星R136A1	從1 au看到
−39.47	星P Cygni	從1 au看到
−38.00	星里爾	從1 au看到	將被視為一個非常明亮的藍色磁盤的35°直徑
−30.30	明星小天狼星A。	從1 au看到
−29.30	星太陽	從近日汞中看到
−27.40	星太陽	從金星在周圍的金星看
−26.832	星太陽	從地球上看到	大約400,000倍，如平均滿月
−25.60	星太陽	從火星上看到Aphelion
−25.00	最低亮度會導致典型的眼睛疼痛看
−23.00	星太陽	從Aphelion的木星看
−21.70	星太陽	從Aphelion的土星中看到
−20.20	星太陽	從天王星在aphelion上看到
−19.30	星太陽	從海王星看
−18.20	星太陽	從Aphelion的冥王星看
−17.70	行星地球	從月亮看為大地
−16.70	星太陽	從Aphelion的Eris看
−14.20	1 Lux的照明水平
−12.90	滿月	從地球上看到	圍角 +毛刺 +滿月的最大亮度（平均距離值為-12.74，儘管包括對立效應時值大約更明亮）
−12.40	betelgeuse （超新星）	從地球上看到超新星
−11.20	星太陽	從Sedna在Aphelion上看到
−10.00	Comet Ikeya – Seki （1965）	從地球上看到	這是現代最聰明的克雷茲·夏格蘭（Kreutz Sungrazer）
−9.50	虹膜（衛星）耀斑	從地球上看到	最大亮度
-9至-10	Phobos（月亮）	從火星看	最大亮度
−7.50	1006的超新星	從地球上看到	記錄歷史上最亮的恆星賽事（7200光年之遙）
−6.80	Alpha Centauri a	從Proxima Centauri b看到
−6.50	夜空的整體綜合幅度	從地球上看到
−6.00	1054年的螃蟹超新星	從地球上看到	（6500光年之遙）
−5.90	國際空間站	從地球上看到	當國際空間站在其圍角處並完全被陽光照亮
−4.92	金星行星	從地球上看到	照亮時最大的亮度
−4.14	金星行星	從地球上看到	平均亮度
−4	當陽光高時，白天可觀察到的最微弱的物體。當天文對象呈現人類可見陰影時，其明顯的幅度等於或低於-4
−3.99	明星Epsilon Canis Majoris	從地球上看到	最大亮度為470萬年前，這是最後一個和未來五百萬年的歷史最聰明的恆星。
−3.69	月亮	由巨人點亮，反映從地球看到的地球（最大）
−2.98	金星行星	從地球上看到	最小亮度在太陽的遠端
−2.94	星球木星	從地球上看到	最大亮度
−2.94	火星行星	從地球上看到	最大亮度
−2.5	當太陽高出地平線時，白天可見最微弱的物體
−2.50	新月	從地球上看到	最小亮度
−2.50	行星地球	從火星看	最大亮度
−2.48	汞行星	從地球上看到	在上級連接處的最大亮度（與金星不同，當在太陽的遠端，汞處於最亮度，原因是它們的不同相曲線）
−2.20	星球木星	從地球上看到	平均亮度
−1.66	星球木星	從地球上看到	最小亮度
−1.47	星系小天狼星	從地球上看到	最亮的恆星，除了可見波長處的太陽
−0.83	星級埃塔·卡里納（Eta Carinae）	從地球上看到	1843年4月，顯然是超新星冒名頂替者的亮度
−0.72	星canopus	從地球上看到	夜空中第二亮星
−0.55	土星星球	從地球上看到	當環向地球傾斜時，最大亮度接近對立和圍欄
−0.3	哈雷的彗星	從地球上看到	2061年的預期明顯幅度
−0.27	星系Alpha Centauri AB	從地球上看到	合併幅度（夜空中最亮的第三顆明星）
−0.04	星arcturus	從地球上看到	肉眼的第四顆明亮的星星
−0.01	星Alpha Centauri A	從地球上看到	在夜空中可見的第四位最明亮的單個明星可見
+0.03	明星維加	從地球上看到	最初被選為零點的定義
+0.23	汞行星	從地球上看到	平均亮度
+0.46	星太陽	從Alpha Centauri看
+0.46	土星星球	從地球上看到	平均亮度
+0.71	火星行星	從地球上看到	平均亮度
+0.90	月亮	從火星看	最大亮度
+1.17	土星星球	從地球上看到	最小亮度
+1.33	星Alpha Centauri b	從地球上看到
+1.86	火星行星	從地球上看到	最小亮度
+1.98	星北極星	從地球上看到	平均亮度
+3.03	Supernova SN 1987a	從地球上看到	在大麥芽雲中（160,000光年）
+3至+4	在肉眼的城市社區中可見的最微弱的星星
+3.44	仙女座銀河系	從地球上看到	M31
+4	獵戶座星雲	從地球上看到	M42
+4.38	月亮甘植	從地球上看到	最大亮度（木星的月亮和太陽系中最大的月亮）
+4.50	打開群集M41	從地球上看到	亞里士多德可能已經看到的一個開放群集
+4.5	射手座矮人球星系	從地球上看到
+5.20	小行星維斯塔	從地球上看到	最大亮度
+5.38	天王星	從地球上看到	最大亮度（天王星在2050年出現）
+5.68	天王星	從地球上看到	平均亮度
+5.72	螺旋星系M33	從地球上看到	它被用作肉眼看見黑暗下的肉眼測試
+5.8	伽馬射線爆發 GRB 080319B	從地球上看到	峰值視覺幅度（“克拉克事件”）於2008年3月19日在地球上從75億光年開始。
+6.03	天王星	從地球上看到	最小亮度
+6.49	小行星帕拉斯	從地球上看到	最大亮度
+6.5	在非常好的條件下，平均肉眼觀察者觀察到的恆星的大概極限。 MAG 6.5可見大約9,500顆恆星。
+6.64	矮星谷	從地球上看到	最大亮度
+6.75	小行星虹膜	從地球上看到	最大亮度
+6.90	螺旋星系M81	從地球上看到	這是一個極端的裸眼目標，將人類的視力和鮑特爾量表推到極限
+7.25	汞行星	從地球上看到	最小亮度
+7.67	海王星行星	從地球上看到	最大亮度（海王星（Neptune
+7.78	海王星行星	從地球上看到	平均亮度
+8.00	海王星行星	從地球上看到	最小亮度
+8	極端的裸眼極限， Bortle量表上的1級，是地球上最黑的天空。
+8.10	月亮泰坦	從地球上看到	最大亮度；土星最大的月亮；平均對立級8.4
+8.29	明星Uy Scuti	從地球上看到	最大亮度；半徑最大的已知恆星之一
+8.94	小行星10衛生	從地球上看到	最大亮度
+9.50	在典型條件下使用常見的7×50雙筒望遠鏡可見的最微弱的物體
+10.20	月亮iapetus	從地球上看到	最大亮度，土星以西時最亮，需要40天才能切換側面
+11.05	明星Proxima Centauri	從地球上看到	最接近的恆星
+11.8	月亮phobos	從地球上看到	最大亮度；火星亮月
+12.23	星R136A1	從地球上看到	已知最發光和巨大的恆星
+12.89	月亮Deimos	從地球上看到	最大亮度
+12.91	Quasar 3C 273	從地球上看到	最明亮的（光度為24億光年）
+13.42	月亮特里頓	從地球上看到	最大亮度
+13.65	矮星冥王星	從地球上看到	最大亮度，比幅度為725倍6.5肉眼的天空
+13.9	月亮鈦	從地球上看到	最大亮度；天王星最亮的月亮
+14.1	Star WR 102	從地球上看到	最熱門的明星
+15.4	Centaur Chiron	從地球上看到	最大亮度
+15.55	月亮夏隆	從地球上看到	最大亮度（冥王星最大的月亮）
+16.8	矮星馬克	從地球上看到	當前的對手亮度
+17.27	矮星山	從地球上看到	當前的對手亮度
+18.7	矮星埃里斯	從地球上看到	當前的對手亮度
+19.5	Catalina Sky調查可觀察到的最微弱的物體使用30秒的曝光，以及小行星陸地衝擊最後一個警報系統（ATLAS）的近似限制幅度
+20.7	月球卡里爾霍	從地球上看到	（木星衛星小約8公里）
+22	可見光的最微弱的物體可在可見光的光中使用600毫米（24英寸）的Ritchey-Chrétien望遠鏡，並使用CCD檢測器使用30分鐘的堆疊圖像（每個5分鐘，每個5分鐘）的堆疊圖像（6個子幀）
+22.8	盧曼16	從地球上看到	最近的棕色矮人（Luhman 16a = 23.25，Luhman 16B = 24.07）
+22.91	月亮九頭蛇	從地球上看到	冥王星月亮的最大亮度
+23.38	月亮尼克斯	從地球上看到	冥王星月亮的最大亮度
+24	使用60秒的曝光量可觀察到板台1.8米望遠鏡可觀察到的最微弱的物體，這是當前自動化的Allsky天文調查的限制幅度。
+25.0	月亮芬里爾	從地球上看到	（土星衛星的小≈4公里）
+25.3	Trans-Neptunian對象2018 AG 37	從地球上看到	太陽系中最較高的可觀察物體距太陽約132 au（197億公里）
+26.2	Trans-Neptunian對象2015 TH 367	從地球上看到	200公里大小的物體距離太陽約90 au（130億公里），比肉眼所看到的約7500萬倍。
+27.7	可觀察到具有單個8米級地面望遠鏡的最微弱的物體，例如10小時圖像中的Subaru望遠鏡
+28.2	哈雷的彗星	從地球上看到（2003）	2003年，當時28個AU（42億公里），使用4個同步的單個示波器在ESO的非常大的望遠鏡陣列中成像，使用大約9小時
+28.4	小行星2003 BH 91	從地球軌道看到	觀察到的大小≈15公里的kuiper帶對物體是2003年哈勃太空望遠鏡（HST）看到的，最昏迷的是直接觀察到的小行星。
+29.4	Jades-GS-Z13-0	從地球上看到	由James Webb太空望遠鏡發現。發現的最遠的對象之一。
+31.5	在可見光中可觀察到的最淡淡的物體，通過高大的空間望遠鏡通過極端深地域，約23天的暴露時間在10年內收集了
+34	詹姆斯·韋伯（James Webb）太空望遠鏡在可見光中可觀察到的最微弱的物體
+35	未命名的小行星	從地球軌道看到	預期的最昏迷的小行星的預期幅度是（由HST）發現的950米kuiper帶對象，並於2009年在一顆恆星的前面經過。
+35	Star LBV 1806-20	從地球上看到	發光的藍色可變恆星，由於星際滅絕而導致可見波長的預期幅度