Приемник, установленный в фокальной плоскости телескопа, регистрирует оптическое излучение, приходящее из круглой области неба диаметром

Угловой размер области неба, фиксируемой прибором, существенно больше видимых размеров далеких звезд, даже с учетом атмосферных искажений. Поэтому их измеренный блеск будет соответствовать полной видимой яркости этих звезд. А вот свет протяженных небесных объектов, в том числе самых ярких из них – Луны и планет – будет фиксироваться частично. Измеренная яркость будет пропорциональна поверхностной яркости планет, которая определяется их альбедо и, прежде всего, расстоянием до Солнца. Эта яркость достаточно быстро убывает от внутренних планет к внешним и максимальна, когда фаза планеты (Луны) равна 1. Пусть некоторая планета имеет угловой диаметр d и блеск m. Если телескоп точно наведен на центр диска планеты, а угловой диаметр не меньше 5, то звездная величина, которую зафиксирует прибор, составит mD = m + 5 lg (d/5). Возьмем для простоты вычислений случай верхнего соединения для Меркурия и Венеры, полнолуния для Луны и противостояния для Марса и Юпитера. Результаты занесем в таблицу:

Для более далеких планет измеренный блеск будет существенно слабее. Мы видим, что яркость действительно убывает по мере удаления объектов от Солнца, лишь Венера, за счет высокой отражательной способности, будет выглядеть несколько ярче Меркурия. Она и станет самым ярким объектом (не считая Солнца) для данного прибора. Второе место займет Меркурий, а третье – ярчайшая звезда ночного неба Сириус (блеск около –1.6m ).