Первый признак, который, что называется, лежит на поверхности – это их яркость. Первая попытка классифицировать звёзды по яркости имела место ещё в Древней Греции, и сделал это астроном Гиппарх. В составленном им звёздном каталоге он распределил все известные в то время звёзды по шести классам. Наиболее яркие звёзды Гиппарх назвал «звёздами первой величины», а наиболее тусклые, с трудом различимые невооружённым глазом (а по-другому в то время и нельзя было наблюдать) – «звёздами шестой величины». Разница между величинами выражалась арифметической прогрессией: звезда третьей величины во столько же слабее звезды второй величины, во сколько раз звезда 2й величины слабее звезды первой и т.д.
Понятием «звёздная величина», характеризующим блеск звёзд и других светил, астрономы пользуются и по сей день. Следует понимать, что эта величина характеризует именно блеск звезды с точки зрения наблюдателя, находящегося на Земле, о размере звезды она ничего не говорит: например, одна звезда может быть крупнее другой, но находиться дальше от Земли – и тогда блеск её будет слабее, несмотря на больший размер.
Разумеется, в позднейшие времена астрономы уточнили эту классификацию. Так, в середине XIX в. английский учёный Н.Погсон выстроил шкалу звёздных величин с учётом психофизических закономерностей зрения, известной как закон Вебера-Фехнера: изменение освещённости в геометрической прогрессии вызывает изменение зрительного ощущения в прогрессии арифметической. Соответственно этому, освещённость, создаваемая звездой шестой величины, в сто раз меньше освещённости, создаваемой звездой первой величины. Т.о. получилась логарифмическая шкала: звезда 2й величины в 2,512 раз слабее звезды первой величины, звезда 3й – в 2,512 раз слабее 2й и т.д. (для удобства звёздная величина обозначается буквой m).
Но каждой шкале нужна точка отсчёта! Н.Погсон предложил в качестве таковой Полярную звезду, определив её величину как 2m, чтобы в соотношении с этим вычислять величину других звёзд. Вот это оказалось не вполне удачным из-за непостоянного блеска этой звезды, так что впоследствии за точку отсчёт взяли другую звезду – Вегу. Но в конечном итоге за 0m была принята освещённость, соответствующая определённой энергетической величине, которая выражается формулой: E=2,48*10^-8 Вт/м²
Но ведь звёзды излучают не только в видимом диапазоне, в инфракрасном, ультрафиолетовом! Это тоже со временем было учтено путём введения дополнительных величин.
Визуальная величина (mv) соответствует видимому диапазону. Почти совпадает с ней фотовизуальная величина (V).
Фотографическая величина (B) устанавливается с помощью особой фотопластинки, которая чувствительна именно к синим лучам.
Болометрическая величина (mbol) характеризует суммарное излучение во всех диапазонах. У разных звёзд она по-разному может отличаться от визуальной – у нашего Солнца, например, почти не отличается, а вот у голубых гигантов намного меньше визуальной, поскольку они излучают большей частью в ультрафиолетовом диапазоне.
Такая классификация вполне позволяет «навести порядок» в звёздных каталогах, и потому – несмотря на столь почтенный возраст – отказываться от неё астрономы не собираются.
