Звездные величины

характеристика объекта на небе, чаще всего звезды, говорящая о том, сколько

света приходит от него в точку, где находится наблюдатель. Видимая звёздная величина зависит не только от того, сколько света излучает объект, но и от того, на каком расстоянии от наблюдателя он находится. Видимая звёздная величина считается единицей измерения блеска звезды, причём чем блеск больше, тем величина меньше, и наоборот.

величинам, приписанным звёздам древнегреческим астрономом Гиппархом во II веке до н. э. Гиппарх разделил все

звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины. Промежуточные величины он распределил равномерно между оставшимися звёздами.

определяется по формуле:

где I — световой поток от объекта, C — постоянная.
Поскольку данная шкала относительная,

то её нуль-пункт (0m) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 10³ квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 106 квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0mза пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10−6 люкс.

раз воспринимается как одинаковое (закон Вебера — Фехнера). Кроме того,

поскольку Гиппарх решил, что величина тем меньше, чем звезда ярче, то в формуле присутствует знак минус.
Следующие два свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:
Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.
Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 101/2,5=2,512 раза.
В наши дни видимая звёздная величина используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны иСолнца и планет. Поскольку они могут быть ярче самой яркой звезды, то у них может быть отрицательная видимая звёздная величина.

т. п.)
Визуальная звёздная величина (V или mv) определяется спектром чувствительности человеческого глаза (видимый свет),

имеющего максимум чувствительности при длине волны 555 нм. или фотографически с оранжевым фильтром.
Фотографическая или «синяя» звёздная величина (B или mp) определяется фотометрированием изображения звезды на фотопластинке, чувствительной к синим и ультрафиолетовым лучам, или при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром.
Ультрафиолетовая звёздная величина (U) имеет максимум в ультрафиолете при длине волны около 350 нм.
Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах U−B и B−V являются интегральными показателями цветаобъекта, чем они больше, тем более красным является объект.
Болометрическая звёздная величина соответствует полной мощности излучения звезды, т. е. мощности, просуммированной по всему спектру излучения. Для её измерения применяется специальное устройство — болометр.

бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая

звёздная величина Солнца +4,7.
Если известна видимая звёздная величина и расстояние до объекта, можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:



где d0 = 10 пк ≈ 32,616 световых лет
Соответственно, если известны видимая и абсолютная звёздные величины, можно вычислить расстояние по формуле


Абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением:



где   и   — светимость и абсолютная звёздная величина Солнца

звёздной величины. Для них абсолютная величина принимается равной видимой величине,

которую они имели бы на расстоянии 1 а. е. от Солнца и от наблюдателя, причём наблюдатель должен видеть полную фазу объекта (т. е. теоретически он должен находиться в центре Солнца).
Следует заметить, что для самосветящихся объектов
H = M − 31,57.