Звездные величины
Во II в. до н. э. Древнегреческий астроном Гиппарх составил каталог звезд, видимых невооруженным глазом.
В своем каталоге Гиппарх впервые разделил все звезды по кажущейся яркости на шесть классов: самые яркие он назвал звездами 1-й величины, а самые слабые — 6-й. Астрономы используют это деление вот уже более двух тысячелетий.
Когда появились телескопы и приборы для точного измерения яркости звезд (фотометры), астрономы установили, что при переходе от класса к классу поток света от звезд (или, как говорят астрономы, блеск звезд) изменяется примерно в 2,5 раза. Звезда 1-й звездной величины в 2,5 раза ярче звезды 2-й величины, а та в свою очередь в 2,5 раза ярче звезды 3-й величины. Следовательно, звезда 1-й величины в 2,5 ⋅ 2,5 = 6,25 раза ярче звезды 3-й величины. Но, разумеется, эти соотношения в каталоге Гиппарха выдерживались не вполне четко, ведь наблюдения проводились «на глаз».
Астрономы хотели сохранить шкалу Гиппарха, поскольку уже привыкли к ней, но решили сделать ее более точной и удобной. В 1856 г. англичанин Норман Погсон измерил блеск множества звезд и ввел современную шкалу звездных величин. Он предложил считать разницу блеска равной пяти звездным величинам, если одна звезда ровно в 100 раз ярче другой. В таком случае разница на одну звездную величину соответствует отличию блеска 5 √100 ≈ 2,512 раза (почти как у Гиппарха). За начало отсчета на шкале звездных величин астрономы приняли Вегу, блеск которой приравняли к нулевой звездной величине. Обозначается это так: 0m (индекс m происходит от лат. stellar magnitude — звездная величина).
Звезды в Ковше Большой Медведицы, например, имеют блеск около 2m, т. е. они приблизительно в 6,25 раза слабее Веги. На темном загородном небе при нормальном зрении глаз различает звезды до 6m. С помощью крупных телескопов можно фотографировать звезды до 26m. Следовательно, глаз человека уступает телескопу в чувствительности на 20m. То есть телескоп XX века с фотопластинкой был в 100 млн раз чувствительнее глаза, а для современного телескопа с электронным приемником света, например полупроводниковой ПЗС-матрицей, разница становится еще больше — почти миллиард раз!
У всех небесных светил, менее ярких, чем Вега, звездные величины выражаются положительными числами. Для более ярких светил, например, таких, как Сириус и Канопус, а также для планет, Луны и Солнца блеск выражают отрицательным числом. Если блеск звезды равен –1m, то она в 2,512 раза ярче Веги. Блеск Сириуса –1,5m, т. е. он в примерно в 3,8 раза ярче Веги. Блеск Юпитера иногда достигает –2,5m, а блеск Венеры в максимуме –4,7m. Нетрудно заметить, что в то время как звездные величины убывают в арифметической прогрессии (6; 5; 4; 3 и т. д.), блеск звезд возрастает в геометрической прогрессии (1; 2,512...; 6,310...; 15,851... и т. д.). Поэтому разница блеска в звездных величинах меняется как логарифм потока света от звезды. В связи с этим шкалу звездных величин называют логарифмической шкалой. Если потоки света от двух светил у поверхности Земли составляют I1 и I2, то разность их звездных величин равняется m1 — m2 = –2,5lg I1/ I2 .
Существуют и другие подобные шкалы. Так, громкость звука измеряют в децибелах, которые также пропорциональны логарифму мощности звука, воздействующего на ухо. Употребление логарифмических шкал продиктовано особенностями наших органов чувств: зрения, слуха и др. Оказывается, человеческий мозг воспринимает раздражения от органов чувств не пропорционально силе раздражителя (например, мощности звука), а лишь пропорционально ее логарифму. Именно поэтому ухо одинаково способно услышать писк комара и не оглохнуть от рева самолета в аэропорту. А глаз может заметить блеск звезды и не ослепнуть от прямого взгляда на Солнце, которое в миллиарды раз ярче звезд. Но смотреть на Солнце без средств защиты, а тем более через оптические приборы (телескопы, бинокли, зрительные трубы), категорически нельзя!