Посмотрев на звездное небо, мы подмечаем, что из нескольких тысяч видимых глазом звезд одни блещут весьма ярко, тогда как другие еле заметны. Потому, что в течение многих столетий единственным видом наблюдений были наблюдения конкретно глазом, либо визуальные, классификация звезд по яркости была связана со особенностями людской глаза. А свойства эти таковы, что мы принимаем не безотносительные различия блеска, а относительные. Так, мы легко обнаруживаем изменение блеска при добавлении одной электрической лампочки в люстре, где уже горят две лампочки. Но мы можем не подметить добавление одной лампочки, скажем, к 20. Чтобы разность блеска нам казалась такой же, как в первом случае (две лампочки плюс одна), к 20 лампам необходимо добавить 10. Так же мы принимаем и свет от звезд.
Еще во II в. до н. э. древнегреческий ученый Гиппарх поделил все видимые на небе невооруженным глазом звезды по яркости
на б групп. Самые броские звезды он назвал звездами 1-й величины, а самые не сильный — звездами 6-й величины. Между ними он расположил звезды 2-й, 3-й, 4-й, 5-й величины. При переходе от одной величины к следующей глаз чувствует однообразный перепад блеска. Как мы видели, это соответствует повышению блеска звезды в одно да и то же число раз. Потом правильными фотометрическими измерениями было обнаружено, что отношение блеска звезд 1-й звездной величины к звездам 6-й величины образовывает практически совершенно верно 100. Потому, что это отношение соответствует промежутку в 5 звездных размеров, то отношение блеска звезд, отличающихся на одну звездную величину, равняется:
Данный коэффициент был принят для определения звездных размеров небесных светил. Математически шкала звездных размеров записывается так. Пускай освещенность, создаваемая одной звездой, равна Е1, а второй — Е2. Тогда, по определению, отношение их равняется:
E2/E1 = 2,512m1-m2
где m1, m2 — звездные размеры, причем более яркой звезде соответствует меньшее значение звездной величины.
В случае, если сейчас приписать какой-либо звезде фиксированную звездную величину, т. е. выбрать нуль-пункт, то этим соотношением будут выяснены видимые звездные размеры m всех звезд. Нуль-пункт для совокупности звездных размеров был условно выяснен по группе выбранных звезд в области Полярной звезды, именуемых Северным Полярным рядом.
Видимая звездная величина не имеет ничего общего с размером звезды. Данный термин имеет историческое происхождение и характеризует лишь блеск звезды. Самые броские звезды имеют нулевую а также отрицательную звездную величину. К примеру, такие отлично узнаваемые звезды, как Капелла и Вега, имеют приблизительно нулевую величину, а самая броская звезда отечественного неба — Сириус — минус 1,5. Звездная величина обозначается вверху маленькой латинской буквой m (от слова «магнитудо» — величина). Для не видимых глазом звезд употребляется та же шкала звездных размеров. самые слабые звезды, каковые смогут быть зарегистрированы самыми замечательными телескопами, имеют 25’”. Легко подсчитать, что количество света, которое приходит от них, в 2,51225? 1010, т. е. приблизительно в 10 млрд, раз меньше, чем от звезд нулевой величины. Приведем кроме этого довольно часто применяемую логарифмическую запись формулы для звездных размеров:
Существуют разные приемники регистрации света, приходящего к нам от звезд. Это глаз, фотопластинка, фотоэлектрический приемник и т. д. Все они имеют разную чувствительность к лучам различной длины волны. К примеру, глаз оптимальнее ощущает свет в желто-зеленой области спектра, а фотоумножитель и фотопластинка — в синей. Разумеется, совокупность звездных размеров будет зависеть от того, посредством какого именно приемника света эти звездные размеры измерены. Исходя из этого различают визуальную видимую звездную величину, фотографическую и др. На данный момент созданы особые совокупности звездных размеров, соответствующих разным участкам спектра. К примеру, введены звездные размеры, приобретаемые при наблюдении посредством особых фильтров в трех спектральных диапазонах: около 350 нм, 435 нм, 555 нм (см. Электромагнитное излучение небесных тел). Соответствующие звездные размеры обозначаются буквами U, В, V (от британских слов «ультрафиолетовый», «светло синий», «видимый»). Эта совокупность именуется UBV-совокупностью. Как мы знаем, распределение энергии по спектру для разных звезд не одинаково. Исходя из этого изменение таких размеров, как, к примеру, разность В — V и U —В, при переходе от одной звезды к второй характеризует изменение отношения потоков излучения в различных областях спектра. Такие разности именуются в астрономии показателями цвета, потому, что цвет звезды связан с распределением энергии в ее спектре. По показателям цвета возможно примерно выяснить действенную температуру звезды и ее спектральный класс (см. Спектральная классификация звезд). Потом были выстроены цветовые совокупности, подобные UBV, и в других спектральных диапазонах. Промежуток спектра, в котором измеряется звездная величина в совокупности UBV, образовывает около 100 нм. Введены кроме этого совокупности, в которых данный промежуток более узкий.
Не считая упомянутых звездных размеров существует болометрическая видимая звездная величина, которая отвечает полному излучению звезды во всех спектральных промежутках и определяется особым приемником излучения — болометром. Разность между болометрической и визуальной видимой звездной величиной именуют болометрической поправкой.
Не считая видимой звездной величины употребляется полная звездная величина, характеризующая блеск звезды на определенном расстоянии — в 10 пс (см. Светимость).