Звёздная величина

© Знания-сила

Птолемей и «Альмагест»

Первую попытку составить каталог звёзд, основываясь на принципе степени их светимости, предпринял элли́нский астроном Гиппарх из Никеи во II веке до н.э . Среди его многочисленных трудов (к сожалению, они почти все утеряны) фигурировал и «Звёздный каталог» , содержащий описание 850 звёзд, классифицированных по координатам и светимости. Данные, собранные Гиппархом, а он, кроме этого, открыл и явление прецессии, были проработаны и получили дальнейшее развитие благодаря Клавдию Птолемею из Александрии (Египет) во II в. н.э . Он создал фундаментальный опус «Альмагест» в тринадцати книгах. Птолемей собрал все астрономические знания того времени, классифицировал их и изложил в доступной и понятной форме. В «Альмагест» вошел и «Звёздный каталог». В его основу были положены наблюдения Гиппарха, сделанные четыре столетия назад. Но «Звёздный каталог» Птолемея содержал уже примерно на тысячу звёзд больше.

Каталогом Птолемея пользовались практически везде в течение тысячелетия. Он разделил звёзды на шесть классов по степени светимости: самые яркие были отнесены́ к первому классу, менее яркие - ко второму и так далее. К шестому классу относятся звёзды, едва различимые невооруженным глазом. Термин «сила свечения небесных тел», или «звёздная величина», используется и в настоящее время для определения меры блеска небесных тел, причём не только звёзд, но также туманностей, галактик и других небесных явлений.

Блеск звёзд и визуальная звёздная величина

Глядя на звёздное небо, можно заметить, что звёзды различны по своей яркости или по своему видимому блеску. Наиболее яркие звёзды называют звёздами 1-й звёздной величины; те из звёзд, которые по своему блеску в 2,5 раза слабее звёзд 1-й величины, имеют 2-ю звёздную величину. К звёздам 3-й звёздной величины относят те из них. которые слабее звёзд 2-й величины в 2,5 раза, и т.д. Самые слабые из звёзд, доступных невооруженному глазу, причисляют к звёздам 6-й звёздной величины. Нужно помнить, что название «звёздная величина» указывает не на размеры звёзд, а только на их видимый блеск.

Всего на небе наблюдается 20 наиболее ярких звёзд, о которых обычно говорят, что это звёзды первой величины. Но это не значит, что они имеют одинаковую яркость. На самом деле одни из них несколько ярче 1-й величины, другие несколько слабее и только одна из них - звезда в точности 1-й величины. Такое же положение и со звёздами 2-й, 3-й и последующих величин. Поэтому для более точного обозначения яркости той или иной звезды используют дробные величи́ны . Так, например, те звёзды, которые по своей яркости находятся посредине между звёздами 1-й и 2-й звёздных величин, считают принадлежащими к 1,5-й звёздной величине. Есть звёзды, имеющие звёздные величи́ны 1,6; 2,3; 3,4; 5,5 и т.д. На небе видно несколько особенно ярких звёзд, которые по своему блеску превышают блеск звёзд 1-й звёздной величины. Для этих звёзд ввели нулевую и отрицательные звёздные величи́ны . Так, например, самая яркая звезда северного полушария неба - Вега - имеет блеск 0,03 (0,04) звёздной величины, а ярчайшая звезда - Сириус - имеет блеск минус 1,47 (1,46) звёздной величины, в южном полушарии ярчайшей звездой является Кано́пус (Кано́пус расположен в созвездии Киль. Видимый блеск звезды минус 0,72, Кано́пус обладает наибольшей светимостью среди всех звёзд в радиусе 700 световых лет от Солнца. Для сравнения, Сириус всего лишь в 22 раза ярче, чем наше Солнце, но он намного ближе к нам, чем Кано́пус. Для очень многих звёзд среди ближайших соседей Солнца Кано́пус является самой яркой звездой на их небосклоне.)

Звёздная величина в современной науке

В середине XIX в. английский астроном Норман По́гсон усовершенствовал метод классификации звёзд по принципу светимости, существовавший со времён Гиппарха и Птолемея. По́гсон учёл, что разница в плане светимости между двумя классами составляет 2,5 (например сила свечения звезды третьего класса в 2,5 раза больше, чем у звезды четвёртого класса). По́гсон ввёл новую шкалу, по которой разница между звёздами первого и шестого классов составляет 100 к 1 (Разность в 5 звёздных величин соответствует изменению блеска звёзд в 100 раз). Таким образом, разница в плане светимости между каждым классом составляет не 2,5, а 2,512 к 1 .

Система, разработанная английским астрономом, позволила сохранить существующую шкалу (деление на шесть классов), но придала ей максимальную математическую точность. Сначала ноль-пунктом для системы звёздных величин была выбрана Полярная звезда, её звездная величина в соответствии с системой Птолемея была определена в 2,12. Позже, когда выяснилось, что Полярная звезда является переменной, на роль ноль-пункта были условно определены звёзды с постоянными характеристиками. По мере совершенствования технологий и оборудования учёные смогли определить звёздные величины с большей точностью: до десятых, а позже и до сотых единиц.

Связь между видимыми звёздными величинами выражается формулой По́гсона: m 2 -m 1 =-2,5log (E 2 /E 1) .

Количество n звёзд с визуальной звездной величиной свыше L

Относительная и абсолютная звёздная величина

Звёздная величина, измеренная при помощи специальных приборов, вмонтированных в телескоп (фото́метрами), указывает, какое количество света от звезды доходит до наблюдателя на Земле. Свет преодолевает расстояние от звезды до нас, и, соответственно, чем дальше расположена звезда, тем более слабой она кажется. Другими словами, тот факт, что звёзды различаются по блеску, ещё не дает полной информации о звезде. Очень яркая звезда может иметь большую светимость, а находиться очень далеко и потому иметь очень большую звёздную величину. Для сравнения яркости звёзд независимо от их расстояния до Земли было введено понятие «абсолютная звёздная величина» . Для определения абсолютной звездной величины необходимо знать расстояние до звезды. Абсолютная звездная величина М характеризует блеск звезды на расстоянии в 10 парсек от наблюдателя. (1 парсек = 3,26 светового года.). Связь абсолютной звездной величины М, видимой звездной величины m и расстояния до звезды R в парсеках: M = m + 5 – 5 lg R.

Для сравнительно близких звёзд, удалённых на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется по параллаксу способом, известным уже двести лет. При этом измеряют ничтожно малые угловые смещения звёзд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Параллаксы даже самых близких звёзд меньше 1" . С понятием параллакса связано название одной из основных единиц в астрономии – парсек. Парсек – это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равен 1" .

Уважаемые посетители!

Даже далекие от астрономии люди знают, что звезды имеют разный блеск. Наиболее яркие звезды без труда видны на засвеченном городском небе, а самые тусклые едва различимы при идеальных условиях наблюдения.

Для характеристики блеска звезд и других небесных светил (например, планет, метеоров, Солнца и Луны) ученые выработали шкалу звездных величин.

Видимая звездная величина (m; часто ее называют просто "звездная величина") указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т. е. наблюдаемую яркость небесного источника, которая зависит не только от реальной мощности излучения объекта, но и от расстояния до него.

Это безразмерная астрономическая величина, характеризующая создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя освещенность.

Освещённость – световая величина, равная отношению светового потока, падающего на малый участок поверхности, к его площади.
Единицей измерения освещённости в Международной системе единиц (СИ) служит люкс (1 люкс = 1 люмену на квадратный метр), в СГС (сантиметр-грамм-секунда) – фот (один фот равен 10 000 люксов).

Освещённость прямо пропорциональна силе света источника света. При удалении источника от освещаемой поверхности её освещённость уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния (закон обратных квадратов).

Субъективно видимая звездная величина воспринимается как блеск (у точечных источников) или яркость (у протяженных).

При этом блеск одного источника указывают путем его сравнения с блеском другого, принятого за эталон. Такими эталонами обычно служат специально подобранные непеременные звезды.

Звездную величину сначала ввели как указатель видимого блеска звезд в оптическом диапазоне, но позже распространили и на другие диапазоны излучения: инфракрасный, ультрафиолетовый.

Таким образом, видимая звёздная величина m или блеск является мерой освещённости Е, создаваемой источником на перпендикулярной к его лучам поверхности в месте наблюдения.

Исторически все началось более 2000 лет назад, когда древнегреческий астроном и математик Гиппарх (II век до нашей эры) поделил видимые глазом звезды на 6 величин.

Самым ярким звездам Гиппарх присвоил первую звездную величину, а самым тусклым, едва видимым глазом, – шестую, остальные равномерно распределил по промежуточным величинам. Причем, разделение на звездные величины Гиппарх произвел так, чтобы звезды 1-й величины казались настолько ярче звезд 2-й величины, насколько те кажутся ярче звезд 3-й величины и т. д. То есть от градации к градации блеск звезд изменялся на одну и ту же величину.

Как позже выяснилось, связь такой шкалы с реальными физическими величинами логарифмическая, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину – эмпирический психофизиологический закон Вебера – Фехнера , согласно которому интенсивность ощущения прямо пропорциональна логарифму интенсивности раздражителя.

Это связано с особенностями человеческого восприятия, для примера, если в люстре последовательно зажигается 1, 2, 4, 8, 16 одинаковых лампочек, то нам кажется, что освещенность в комнате все время увеличивается на одну и ту же величину. То есть количество включаемых лампочек должно увеличиваться в одинаковое число раз (в примере вдвое), чтобы нам казалось, что прирост яркости постоянен.

Логарифмическая зависимость силы ощущения Е от физической интенсивности раздражителя Р выражается формулой:

Е = к log P + a, (1)

где k и a – некие постоянные, определяемые данной сенсорной системой.

В середине 19 в. английский астроном Норман Погсон осуществил формализацию шкалы звездных величин, которая учитывала психофизиологический закон зрения.

Основываясь на реальных результатах наблюдений, он постулировал, что

ЗВЕЗДА ПЕРВОЙ ВЕЛИЧИНЫ РОВНО В 100 РАЗ ЯРЧЕ ЗВЕЗДЫ ШЕСТОЙ ВЕЛИЧИНЫ.

При этом в соответствии с выражением (1) видимая звездная величина определяется равенством:

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

2,5 – коэффициент Погсона, знак минус – дань исторической традиции (более яркие звезды имеют меньшую, в т. ч. отрицательную, звездную величину);
a – нуль-пункт шкалы звёздных величин, устанавливаемый международным соглашением, связанным с выбором базовой точки измерительной шкалы.

Если Е 1 и Е 2 соответствуют звёздным величинам m 1 и m 2 , то из (2) следует, что:

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

Уменьшение звездной величины на единицу m1 - m2 = 1 приводит к увеличению освещённости Е примерно в 2,512 раза. При m 1 - m 2 = 5, что соответствует диапазону от 1-й до 6-й звездной величины, изменение освещенности будет Е 2 /Е 1 =100.

Формула Погсона в её классическом виде устанавливает связь между видимыми звездными величинами:

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

Данная формула позволяет определять разницу звёздных величин, но не сами величины.

Чтобы с её помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт – блеск, которому соответствует нулевая звездная величина (0 m). Сначала в качестве 0 m был принят блеск Веги. Потом нуль-пункт был переопределён, но для визуальных наблюдений Вега до сих пор может служить эталоном нулевой видимой звёздной величины (по современной системе, в полосе V системы UBV, её блеск равен +0,03 m , что на глаз неотличимо от нуля).

Обычно же нуль-пункт шкалы звездных величин принимают условно по совокупности звезд, тщательная фотометрия которых выполнена различными методами.

Также за 0 m принята вполне определенная освещенность, равная энергетической величине E=2,48*10 -8 Вт/м². Собственно, именно освещенность и определяют при наблюдениях астрономы, а уже потом ее специально переводят в звездные величины.

Делают они это не только потому что «так привычнее», но и потому что звездная величина оказалась очень удобным понятием.

звездная величина оказалась очень удобным понятием

Измерять освещенность в ваттах на квадратный метр крайне громоздко: для Солнца величина получается большой, а для слабых телескопических звезд – очень маленькой. В то же время оперировать звездными величинами гораздо легче, так как логарифмическая шкала исключительно удобна для отображения очень больших диапазонов значений величин.

Погсоновская формализация в последующем стала стандартным методом оценки звёздной величины.

Правда, современная шкала уже не ограничивается шестью звездными величинами или только видимым светом. Очень яркие объекты могут иметь отрицательную звездную величину. Например, Сириус, ярчайшая звезда небесной сферы, имеет звездную величину минус 1,47 m . Современная шкала позволяет также получить значение для Луны и Солнца: полнолуние имеет звездную величину -12,6 m , а Солнце -26,8 m . Орбитальный телескоп «Хаббл» может наблюдать объекты, блеск которых составляет величины примерно до 31,5 m .

Шкала звездных величин
(шкала – обратная: меньшим значениям соответствуют более яркие объекты)

Видимые звездные величины некоторых небесных тел

Солнце: -26,73
Луна (в полнолуние): -12,74
Венера (в максимуме блеска): -4,67
Юпитер (в максимуме блеска): -2,91
Сириус: -1,44
Вега: 0,03
Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом: около 6,0
Солнце с расстояния 100 световых лет: 7,30
Проксима Центавра: 11,05
Самый яркий квазар: 12,9
Самые слабые объекты, снимки которых получены телескопом «Хаббл»: 31,5

Неодинаковая яркость (или блеск) различных объектов на небе – наверно первое, что замечает человек при наблюдениях; потому, в связи с этим, ещё давно, возникла необходимость во введении удобной величины, которая позволяла бы классифицировать светила по яркости.

История

Впервые такую величину для своих наблюдений невооружённым глазом применил древнегреческий астроном, автор первого европейского звёздного каталога – Гиппарх. Все звёзды в своём каталоге он классифицировал по яркости, обозначив самые яркие – звёздами 1-ой величины, а самые тусклые – звёздами 6-ой величины.Данная система прижилась, а в середине XIX-го века была усовершенствована до своего современного вида английским астрономом Норманом Погсоном.

Таким образом, получили безразмерную физическую величину, логарифмически связанную с освещённостью, которую создают светила (собственно звёздную величину):

m1-m2 =-2,5*lg(L1/L2)

где m1 и m2 звёздные величины светил, а L1 и L2 – освещённости в люксах (лк – единица измерения освещённости в системе СИ), создаваемые этими объектами. Если подставить в левую часть данного уравнения значение m1-m2 = 5, то произведя несложное вычисление, обнаружится, что освещённости в этом случае соотносятся как 1/100, так что разница в блеске на 5 звёздных величин, соответствует разнице в освещённости от объектов в 100 раз.

Продолжая решать эту задачу, извлечём корень 5-ой степени из 100 и мы получим изменение освещённости при разнице в блеске в одну звёздную величину, изменение освещённости составит 2,512 раза.

Это весь основной математический аппарат, необходимый для ориентации в данной шкале яркости.

Шкала звёздных величин

С введением этой системы также нужно было задать начало отсчёта шкалы звёздных величин. Для этого за нулевую звёздную величину (0m), изначально был принят блеск звезды Вега (альфа Лиры). В настоящее же время наиболее точным началом отсчёта является блеск звезды, которая на 0,03m ярче Веги. Однако глаз такую разницу не заметит, так что для визуальных наблюдений – блеск, соответствующий нулевой звёздной величине по-прежнему можно принимать по Веге.

Что ещё важно помнить касаемо данной шкалы – чем меньше звёздная величина, тем ярче объект. К примеру, та же Вега со своим блеском в +0,03 m будет почти в 100 раз ярче звезды с блеском в +5m. Юпитер же со своим максимумом блеска в -2,94m, будет ярче Веги в:

2,94-0,03 = -2,5*lg(L1/L2)
L1/L2 = 15,42 раз

Можно решить эту задачу и другим способом – просто возведя 2,512 в степень, равную разнице звёздных величин объектов:

2,512^(-2,94-0,03) = 15,42

Классификация звёздной величины

Теперь, окончательно разобравшись с матчастью, рассмотрим классификацию применяемых в астрономии звёздных величин.

Первая классификация – по спектральной чувствительности приёмника излучения. В этом плане звёздная величина бывает: визуальной (яркость учитывается только в видимом глазу диапазоне спектра); болометрической (яркость учитывается во всём диапазоне спектра, не только видимый свет, а также ультрафиолетовый, инфракрасный и остальные спектры вместе взятые); фотографической (яркость с учётом чувствительности к спектру фотоэлементов).

Сюда же можно отнести и звёздные величины в конкретном участке спектра (например, в диапазоне голубого света, жёлтого, красного или ультрафиолетового излучения).

Соответственно, визуальная звёздная величина предназначена для оценки блеска светил при визуальных наблюдениях; болометрическая – для оценки общего потока всего излучения от светила; а фотографическая и узкополосные величины – для оценки показателей цвета светил в какой-либо фотометрической системе.

Видимая и абсолютная звёздные величины

Второй тип классификации звёздных величин – по количеству зависимых физических параметров. В этом плане звёздная величина может быть – видимой и абсолютной. Видимая звёздная величина – это тот блеск объекта, который глаз (или другой приёмник излучения) воспринимает непосредственно со своего текущего положения в пространстве.

Зависит этот блеск сразу от двух параметров – это мощность излучения светила и расстояние до него. Абсолютная звёздная величина зависит только от мощности излучения и не зависит от расстояния до объекта, поскольку последнее принимается общим для конкретного класса объектов.

Абсолютная звёздная величина для звёзд определяется, как их видимая звёздная величина если бы расстояние до звезды составляло бы 10 парсек (32,616 световых лет). Абсолютная звёздная величина для объектов Солнечной системы определяется как их видимая звёздная величина, если бы они находились на расстоянии в 1 а.е. от Солнца и показывали бы для наблюдателя свою полную фазу, а сам бы наблюдатель при этом также бы находился в 1 а.е. (149,6 млн. км) от объекта (т.е. в центре Солнца).

Абсолютная звёздная величина метеоров определяется как их видимая звёздная величина, если бы они находились от наблюдателя на расстоянии 100 км и в точке зенита.

Применение звёздных величин

Данные классификации могут применяться совместно. Например, абсолютная визуальная звёздная величина Солнца составляет M(v) = +4,83. а абсолютная болометрическая M(bol) = +4,75, поскольку Солнце светит не только в видимом диапазоне спектра. В зависимости от значения температуры фотосферы (видимой поверхности) звезды, а также её принадлежности к классу светимости (главная последовательность, гигант, сверхгигант и т.д.).

Различаются визуальные и болометрические абсолютные звёздные величины звезды. Например, горячие звёзды (спектральные классы B и О) светят в основном в невидимом глазу ультрафиолетовом диапазоне. Так что их болометрический блеск куда сильнее, чем визуальный. То же касается и холодных звёзд (спектральные классы K и М), которые светят преимущественно в инфракрасном диапазоне.

Абсолютная визуальная звёздная величина самых мощных звёзд (гипергиганты и звёзды Вольфа-Райе) порядка -8, -9. Абсолютная болометрическая может доходить до -11, -12 (что соответствует видимой звёздной величине полной Луны).

Мощность излучения (светимость) при этом в миллионы раз превышает мощность излучения Солнца. Видимая визуальная звёздная величина Солнца с орбиты Земли составляет -26,74m; в районе орбиты Нептуна будет -19,36m. Видимая визуальная звёздная величина самой яркой звезды – Сириуса, составляет -1,5m, а абсолютная визуальная звёздная величина данной звезды +1,44, т.е. Сириус почти в 23 раза ярче Солнца в видимом спектре.

Планета Венера на небе всегда ярче всех звёзд (её видимых блеск колеблется в пределах от -3,8m до -4,9m); несколько менее ярок Юпитер (от -1,6m до -2,94m); Марс во время противостояний имеет видимую звёздную величину порядка -2m и ярче. В общем и целом, большинство планет в большинстве случаев являются самыми яркими объектами неба после Солнца и Луны. Поскольку в окрестностях Солнца нет звёзд с большой светимостью.

Представьте, что где-то в море в ночной тьме тихо мерцает огонек. Если бывалый моряк не объяснит вам, что это, вы часто и не узнаете: то ли перед вами фонарик на носу проходящей шлюпки, то ли мощный прожектор далекого маяка.

В том же положении в темную ночь находимся и мы, глядя на мерцающие звезды. Их видимый блеск зависит и от их истинной силы света, называемой светимостью , и от их расстояния до нас. Только знание расстояния до звезды позволяет подсчитать ее светимость по сравнению с Солнцем. Так например, светимость звезды, в десять раз менее яркой в действительности, чем Солнце, выразится числом 0,1.

Истинную силу света звезды можно выразить еще иначе, вычислив, какой звездной величины она бы нам казалась, если бы она находилась от нас на стандартном расстоянии в 32,6 светового года, то-есть на таком, что свет, несущийся со скоростью 300 000 км/сек, прошел бы его за это время.

Принять такое стандартное расстояние оказалось удобным для различных расчетов. Яркость звезды, как и всякого источника света, изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния от него. Этот закон позволяет вычислять абсолютные звездные величины или светимости звезд, зная расстояние до них.

Когда расстояния до звезд стали известны, то мы смогли вычислить их светимости, то есть смогли как бы выстроить их в одну шеренгу и сравнивать друг с другом в одинаковых условиях. Надо сознаться, что результаты оказались поразительными, поскольку раньше предполагали, что все звезды «похожи на наше Солнце». Светимости звезд оказались поразительно разнообразными, и их в нашей шеренге не сравнить ни с какой шеренгой пионеров.

Приведем только крайние примеры светимости в мире звезд.

Самой слабой из известных долго являлась звезда, которая в 50 тысяч раз слабее Солнца, и ее абсолютная величина светимости: +16,6. Однако, впоследствии были открыты и ещё более слабые звезды, светимость которых, по сравнению с солнцем, меньше в миллионы раз!

Размеры в космосе обманчивы: Денеб с Земли сияет ярче Антареса, а вот Пистолет — не виден совсем. Тем не менее, наблюдателю с нашей планеты и Денеб и Антарес кажутся просто незначительными точками, по сравнению с Солнцем. Насколько это неверно можно судить по простому факту: Пистолет выпускает в секунду столько же света, сколько Солнце — за год!

На другом краю шеренги звезд стоит «S» Золотой Рыбы , видимая только в странах Южного полушария Земли как звездочка (то есть даже не видимая без телескопа!). В действительности она в 400 тысяч раз ярче Солнца, и ее абсолютная величина светимости: -8,9.

Абсолютная величина светимости нашего Солнца равна +5. Не так уж и много! С расстояния в 32,6 светового года мы бы его плохо видели без бинокля.

Если яркость обычной свечи принять за яркость Солнца, то в сравнении с ней «S» Золотой Рыбы будет мощным прожектором, а самая слабая звезда слабее самого жалкого светлячка.

Итак, звезды - это далекие солнца, но их сила света может быть совершенно иной, чем у нашего светила. Образно выражаясь, менять наше Солнце на другое нужно было бы с оглядкой. От света одного мы ослепли бы, при свете другого бродили бы, как в сумерках.

Звездные величины

Поскольку глаза служат первым инструментом при измерениях, мы должны знать простые правила, которым подчиняются наши оценки блеска источников света. Наша оценка различия в блеске является скорее относительной, чем абсолютной. Сравнивая две слабые звезды, мы видим, что они заметно отличаются друг от друга, но для двух ярких звёзд такое же различие в блеске остаётся нами незамеченным, так как оно ничтожно по сравнению с общим количеством излучаемого света. Другими словами, наши глаза оценивают относительное , а не абсолютное различие в блеске.

Гиппарх впервые поделил видимые простым глазом звёзды на шесть классов, соответственно их блеску. Позднее это правило несколько улучшили не меняя самой системы. Классы звёздных величин распределили так, чтобы звезда 1-й величины (средняя из 20 ) давала в сто раз больше света, чем звезда 6-й величины, которая находится на пределе видимости для большинства людей.

Разница в одну звездную величину равна квадрату числа 2,512. Разница в две величины соответствует 6,31 (2,512 в квадрате), в три величины- 15,85 (2,512 в третьей степени), в четыре- 39,82 (2,512 в четвертой степени), а в пять величин- 100 (2,512 в пятой степени).

Звезда 6-й величины даёт нам в сто раз меньше света, чем звезда 1-й величины, а звезда 11-й величины в десять тысяч раз меньше. Если же взять звезду 21-й величины, то её блеск будет меньше 100 000 000 раз.

Как уже понятно — абсолютная и относительная заездная величина,
вещи совершенно не сопоставимые. Для «относительного» наблюдателя с нашей планеты, Денеб в созвездии Лебедя выглядит примерно так. А на самом деле всей орбиты Земли едва хватило бы, чтобы целиком вместить окружность этой звезды.

Чтобы правильно классифицировать звезды (а вед все они отличаются друг от друга), нужно тщательно следить за тем, чтобы вдоль всего интервала между соседними звёздными величинами поддерживалось отношение блеска, равное 2,512. Простым глазом проделать такую работу невозможно, нужны специальные инструменты, по типу фотометров Пикеринга, использующих как эталон Полярную Звезду или даже «среднюю» искусственную звезду.

Также для удобства измерений необходимо ослабить свет очень ярких звёзд; этого можно добиться или поляризационным приспособлением, или с помощью фотометрического клина .

Чисто визуальными методами, даже с помощью больших телескопов, нельзя распространить нашу шкалу звёздных величин на слабые звёзды. Кроме того, визуальные методы измерения должны (и могут) производиться только непосредственно у телескопа. Поэтому, от чисто визуальной классификации, в наше время уже отказались, и используют метод фотоанализа.

Как можно сравнить количества света, получаемые фотопластинкой от двух звёзд различного блеска? Чтобы они казались одинаковыми, необходимо ослабить свет от более яркой звезды на известную величину. Проще всего сделать это, поставив диафрагму перед объективом телескопа. Количество света, попадающее в телескоп, меняется в зависимости от площади объектива, так что можно точно измерить ослабление света любой звезды.

Выберем какую-нибудь звезду в качестве стандартной и сфотографируем её с полным отверстием телескопа. Затем определим, каким отверстием нужно пользоваться при данной экспозиции, чтобы при съёмке более яркой звезды получить такое же изображение, как и в первом случае. Отношение площадей уменьшённого и полного отверстий даёт отношение блеска двух объектов.

Такой метод измерения дает погрешность всего 0,1 звёздной величины для любой из звезд в интервале от 1-й до 18-й звездной величины. Получаемые таким образом звёздные величины называются фотовизуальными .