Una diretta applicazione dei logaritmi la incontriamo in un metodo di stima della luminosità degli oggetti astronomici, si tratti di stelle variabili o di comete, escogitato dallo scrivente agli inizi degli anni '90 e definito, per come si articola, «delle aree». Si basa sulla stima del diametro apparente — e quindi della superficie — degli oggetti quando vengono sfuocati sino a divenire prossimi all'estinzione.
Consideriamo due stelle di luminosità A e B, di cui sia nota soltanto la magnitudine della prima; giusto per fissare le idee supponiamo che sia A > B. Si sfuochi la stella A sino a poco prima dell'estinzione e si valuti con la massima precisione possibile che frazione di campo oculare occupa. Si può effettuare più facilmente la stima impiegando un oculare ad alto ingrandimento e modesto campo apparente (un Plossl va benissimo); questo presenta anche il vantaggio di limitare l'interferenza di eventuali altre stelle presenti nelle vicinanze; potremmo ulteriormente semplificarci la vita utilizzando un oculare con reticolo graduato.
Si ripeta, quindi, la stessa operazione sulla stella B.
Il valore (D_A / D_B)² costituisce allora il rapporto delle rispettive aree, e quindi delle rispettive luminosità. E di conseguenza la magnitudo della stella B sarà data dalla seguente espressione:

M_B = M_A + 2.5 log (D_A / D_B)²

Anche se la magnitudo nota fosse quella della stella più debole e bisognasse stimare quella più brillante, si procederebbe esattamente nello stesso modo, perché in questo secondo caso la quantità 2.5 log (D_A / D_B)² risulterebbe negativa e verrebbe automaticamente sottratta a M_A.
Si sarà notato che questo metodo, a differenza di quelli tradizionali che necessitano di due stelle di confronto, ne richiede invece solo una e ciò potrebbe rivelarsi comodo in certi casi come la stima di una cometa, magari bassa sull'orizzonte, per la quale non sono disponibili due riferimenti alla stessa altezza. Ma non solo. Basandosi esclusivamente sulla stima dei diametri, permette una valutazione abbastanza precisa della magnitudine indipendentemente dallo sbilanciamento di luminosità dei due astri da confrontare.

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