Нееднаквата осветленост (или сјај) на различни објекти на небото е веројатно првото нешто што човекот го забележува при набљудувањето; затоа, во врска со ова, одамна се појави потребата да се воведе погодна вредност што ќе овозможи класификација на светилките по осветленост.
Приказна
За прв пат ваква вредност за своите набљудувања со голо око ја искористи античкиот грчки астроном, автор на првиот европски каталог на ѕвезди, Хипарх. Тој ги класифицирал сите ѕвезди во својот каталог по осветленост, означувајќи ги најсветлите како ѕвезди со 1-ва светлинска величина, а најмрачните како ѕвезди со 6-та светлинска величина средината на 19-ти-ти век беше подобрен до него модерен изгледАнглискиот астроном Норман Погсон.
Така, добивме бездимензионална физичка количина, логаритамски поврзана со осветлувањето создадено од светилниците (вистинската ѕвездена големина):
m1-m2 =-2,5*lg(L1/L2)
каде што m1 и m2 се величините на светилките, а L1 и L2 се осветлувањето во лукс (lx е единицата за осветлување SI) создадена од овие објекти. Ако ја замените вредноста m1-m2 = 5 во левата страна на оваа равенка, тогаш откако ќе направите едноставна пресметка, ќе откриете дека осветлувањето во овој случај е во корелација како 1/100, така што разликата во осветленоста од 5 величини одговара на разликата во осветлувањето од објекти од 100 еднаш.
Продолжувајќи да го решаваме овој проблем, го извлекуваме 5-тиот корен од 100 и добиваме промена на осветлувањето со разлика во осветленоста од една величина, промената на осветлувањето ќе биде 2,512 пати.
Ова е целата основа математички апарат, неопходно за ориентација во дадена скала на осветленост.
Скала на големина
Со воведувањето на овој систем, исто така беше неопходно да се постави почетна точка за скалата на големината. За таа цел, осветленоста на ѕвездата Вега (алфа лира) првично беше земена како нулта светлинска величина (0 m). Во моментов, најточна референтна точка е осветленоста на ѕвездата, која е 0,03 метри посветла од Вега. Сепак, окото нема да забележи таква разлика, така што за визуелни набљудувања, осветленоста што одговара на нулта магнитуда сепак може да се земе како Вега.
Друга важна работа што треба да се запамети во врска со оваа скала е дека колку е помала магнитудата, толку е посветлен објектот. На пример, истата Вега со светлинска величина од +0,03 метри ќе биде речиси 100 пати посветла од ѕвезда со светлинска величина +5 метри. Јупитер, со својата максимална осветленост од -2,94 m, ќе биде посветла од Вега на:
2,94-0,03 = -2,5*lg(L1/L2)
L1/L2 = 15,42 пати
Овој проблем можете да го решите на друг начин - едноставно со подигање на 2.512 на моќ еднаква на разликата во големините на објектите:
2,512^(-2,94-0,03) = 15,42
Класификација на големината
Сега, откако конечно се занимававме со хардверот, да ја разгледаме класификацијата на ѕвездените големини што се користат во астрономијата.
Првата класификација се заснова на спектралната чувствителност на приемникот на зрачење. Во овој поглед, големината на ѕвездите може да биде: визуелна (осветленоста се зема предвид само во опсегот на спектарот видлив за окото); болометриски (осветленоста се зема предвид во текот на целиот опсег на спектарот, не само видливата светлина, туку и ултравиолетовите, инфрацрвените и другите спектри комбинирани); фотографски (осветленост земајќи ја предвид чувствителноста на спектарот на фотоелементите).
Ова исто така вклучува и ѕвездени величини во одреден дел од спектарот (на пример, во опсегот на сина светлина, жолта, црвена или ултравиолетово зрачење).
Според тоа, визуелната големина е наменета да ја процени осветленоста на светилниците за време на визуелните набљудувања; болометриски - да се процени вкупниот флукс на целото зрачење од ѕвездата; и фотографски и теснопојасни количини - за проценка на индикаторите за боја на светилките во кој било фотометриски систем.
Привидни и апсолутни величини
Вториот тип на класификација на ѕвездените магнитуди се заснова на бројот на зависни физички параметри. Во овој поглед, големината на ѕвездите може да биде видлива и апсолутна. Очигледната големина е сјајот на објектот што окото (или друг приемник на зрачење) го перцепира директно од неговиот моменталната состојбаво вселената.
Оваа осветленост зависи од два параметри одеднаш - моќноста на зрачењето на светилката и растојанието до него. Апсолутната величина зависи само од моќта на зрачењето и не зависи од растојанието до објектот, бидејќи се претпоставува дека е општо за одредена класа на објекти.
Апсолутната величина за ѕвездите се дефинира како нивната привидна величина ако растојанието до ѕвездата е 10 парсеци (32.616 светлосни години). Апсолутна величина за објекти соларниот системсе дефинира како нивна привидна величина ако се на растојание од 1 AU. од Сонцето и би ја покажал својата целосна фаза на набљудувачот, а и самиот набљудувач би бил на 1 AU. (149,6 милиони км) од објектот (т.е. во центарот на Сонцето).
Апсолутната величина на метеорите се дефинира како нивна привидна величина доколку се наоѓаат на растојание од 100 km од набљудувачот и во зенитната точка.
Примена на големини
Овие класификации може да се користат заедно. На пример, апсолутната визуелна величина на Сонцето е M(v) = +4,83. и апсолутна болометриска M(bol) = +4,75, бидејќи Сонцето сјае не само во видливиот опсег на спектарот. Во зависност од температурата на фотосферата (видливата површина) на ѕвездата, како и нејзината класа на сјајност (главна низа, џин, суперџин, итн.).
Постојат разлики помеѓу визуелните и болометриските апсолутни величини на ѕвездата. На пример, жешки ѕвезди ( спектрални класиБ и О) сјаат главно во ултравиолетовиот опсег невидлив за окото. Значи, нивната булометриска брилијантност е многу посилна од нивната визуелна. Истото важи и за студените ѕвезди (спектрални класи К и М), кои сјаат претежно во инфрацрвениот опсег.
Апсолутната визуелна величина на најмоќните ѕвезди (хипергиганти и ѕвездите на Волф-Рајето) е од редот на -8, -9. Апсолутната болометрија може да достигне -11, -12 (што одговара на привидната големина на полната Месечина).
Моќта на зрачење (осветленост) е милиони пати поголема од моќта на зрачење на Сонцето. Очигледната визуелна величина на Сонцето од орбитата на Земјата е -26,74 m; во областа на орбитата на Нептун ќе биде -19,36 m. Привидната визуелна величина на најсветлата ѕвезда Сириус е -1,5m, а апсолутната визуелна величина на оваа ѕвезда е +1,44, т.е. Сириус е скоро 23 пати посветла од сонцетово видливиот спектар.
Планетата Венера на небото е секогаш посветла од сите ѕвезди (нејзината видлива светлина се движи од -3,8 до -4,9 метри); Јупитер е нешто помалку светол (од -1,6 m до -2,94 m); За време на спротивставувањата, Марс има привидна магнитуда од околу -2 метри или посветла. Општо земено, повеќето планети се најсветлите објекти на небото после Сонцето и Месечината поголемиот дел од времето. Затоа што во близина на Сонцето нема ѕвезди со голема сјајност.
Дури и луѓето далеку од астрономијата знаат дека ѕвездите имаат различна светлина. Најсјајните ѕвезди се лесно видливи на преекспонираното градско небо, додека најбледите ѕвезди се едвај видливи при идеални услови за гледање.
За да се карактеризира сјајот на ѕвездите и другите небесни тела (на пример, планетите, метеорите, Сонцето и Месечината), научниците развија скала на ѕвездени магнитуди.
Очигледна големина(м; често се нарекува едноставно „магнитуда“) го означува флуксот на зрачење во близина на набљудувачот, т.е., набљудуваната осветленост на небесниот извор, што зависи не само од вистинската моќ на зрачење на објектот, туку и од растојанието до него.
Ова е бездимензионална астрономска големина што го карактеризира осветлувањето создадено од небесен објект во близина на набљудувачот.
Осветлување– светлосна количина еднаква на односот прозрачен флукспаѓа на мала површина од површината, до нејзината површина.
Единицата за осветлување во Меѓународниот систем на единици (SI) е лукс (1 лукс = 1 лумен на квадратен метар), во GHS (сантиметар-грам-секунда) – фото (една фотографија е еднаква на 10.000 лукс).
Осветлувањето е директно пропорционално на светлосниот интензитет на изворот на светлина. Како што изворот се оддалечува од осветлената површина, неговото осветлување се намалува обратно пропорционално на квадратот на растојанието (закон за инверзен квадрат).
Субјективно видливата ѕвездена магнитуда се перцепира како осветленост (за точкасти извори) или осветленост (за проширени извори).
Во овој случај, осветленоста на еден извор се означува со споредување со осветленоста на друг, земен како стандард. Таквите стандарди обично служат како специјално избрани фиксни ѕвезди.
Магнитудата најпрво беше воведена како показател за видливата осветленост на ѕвездите во оптичкиот опсег, но подоцна се прошири и на други опсези на зрачење: инфрацрвено, ултравиолетово.
Така, привидната величина m или осветленоста е мерка за осветлувањето E создадено од изворот на површината нормално на неговите зраци на локацијата на набљудување.
Историски гледано, се започнало пред повеќе од 2000 години, кога античкиот грчки астроном и математичар Хипарх(2 век п.н.е.) ги подели ѕвездите видливи за око на 6 магнитуди.
Најмногу светли ѕвездиХипарх ја доделил првата магнитуда, а со најтемното, едвај видливо око, шестото, а остатокот рамномерно го распоредил меѓу средните величини. Покрај тоа, Хипарх ја направил поделбата на ѕвездени величини така што ѕвездите со 1-ва светлинска величина изгледале многу посветли од ѕвездите со 2-та величина како што изгледале посветли од ѕвездите со 3-та величина, итн. Односно, од градација до градација осветленоста на ѕвездите се менуваат за една и иста големина.
Како што се испостави подоцна, врската на таква скала со вистински физичките величинилогаритамски, бидејќи промената на осветленоста ист број пати се перцепира од окото како промена на иста количина - емпириски психофизиолошки закон на Вебер-Фехнер, според кој интензитетот на сензација е директно пропорционален на логаритамот на интензитетот на дразбата.
Ова се должи на особеностите на човечката перцепција, на пример, ако 1, 2, 4, 8, 16 идентични светилки се запалени последователно во лустерот, тогаш ни се чини дека осветлувањето во просторијата постојано се зголемува за истото износ. Односно, бројот на вклучени светилки треба да се зголеми за ист број пати (во примерот, двапати), така што ни се чини дека зголемувањето на осветленоста е константно.
Логаритамската зависност на јачината на сензацијата Е од физичкиот интензитет на стимулот P се изразува со формулата:
E = k лог P + a, (1)
каде k и a се одредени константи одредени со даден сетилен систем.
Во средината на 19 век. Англискиот астроном Норман Погсон ја формализираше скалата на големината, која го зеде предвид психофизиолошкиот закон на видот.
Врз основа на вистинските резултати од набљудувањето, тој го постулираше тоа
ЅВЕЗДА ОД ПРВА МАГНИТУДА Е ТОЧНО 100 ПАТИ ПОСВЕТЛА ОД ЅВЕЗДА СО ШЕСТА МАГНИТУДА.
Во овој случај, во согласност со изразот (1), привидната големина се одредува со еднаквоста:
m = -2,5 лог E + a, (2)
2,5 – Погсон коефициент, знак минус – почит историска традиција(посветлите ѕвезди имаат помала, вклучително и негативна, магнитуда);
a е нулта точка на скалата на големината, утврдена со меѓународен договор поврзан со изборот на основната точка на мерната скала.
Ако E 1 и E 2 одговараат на величините m 1 и m 2, тогаш од (2) следува дека:
E 2 /E 1 = 10 0,4 (m 1 - m 2) (3)
Намалувањето на магнитудата за еден m1 - m2 = 1 доведува до зголемување на осветлувањето E за приближно 2,512 пати. Кога m 1 - m 2 = 5, што одговара на опсегот од 1-ва до 6-та магнитуда, промената на осветлувањето ќе биде E 2 / E 1 = 100.
Формулата на Погсон во својата класична формавоспоставува врска помеѓу привидните ѕвездени магнитуди:
m 2 - m 1 = -2,5 (logE 2 - logE 1) (4)
Оваа формула ви овозможува да ја одредите разликата во ѕвездените магнитуди, но не и самите величини.
Да се користи за да се изгради апсолутна скала, треба да поставите нулта точка– осветленост, што одговара на нулта магнитуда (0 m). Отпрвин, сјајот на Вега беше земен како 0 m. Тогаш нултата точка беше редефинирана, но за визуелни набљудувања Вега сè уште може да служи како стандард со нулта привидна големина (според модерен систем, во V опсегот на UBV системот, неговата осветленост е +0,03 m, што не се разликува од нула со око).
Вообичаено, нултата точка на скалата на големината се зема условно врз основа на збир на ѕвезди, чија внимателна фотометрија е извршена со користење на различни методи.
Исто така, добро дефинираното осветлување се зема како 0 m, еднакво на енергетската вредност E = 2,48 * 10 -8 W/m². Всушност, тоа е осветлувањето што астрономите го одредуваат за време на набљудувањата, и дури тогаш специјално се претвора во ѕвездени величини.
Тие го прават тоа не само затоа што „тоа е повообичаено“, туку и затоа што големината се покажа како многу пригоден концепт.
магнитудата се покажа како многу пригоден концепт
Мерењето на осветлувањето во вати на квадратен метар е исклучително незгодно: за Сонцето вредноста е голема, а за слабите телескопски ѕвезди е многу мала. Во исто време, многу е полесно да се работи со ѕвездени магнитуди, бидејќи логаритамската скала е исклучително погодна за прикажување на многу големи опсези на вредности на величина.
Формализацијата на Погсон последователно стана стандарден метод за проценка на големината на ѕвездите.
Точно, модерната скала повеќе не е ограничена на шест магнитуди или само на видлива светлина. Многу светли објекти може да имаат негативна големина. На пример, Сириус, најсветлата ѕвезда небесна сфера, има магнитуда од минус 1,47 m. Современата скала ни овозможува и да добиеме вредности за Месечината и Сонцето: полната месечина има магнитуда од -12,6 m, а Сонцето -26,8 m. Орбитален телескопХабл може да набљудува објекти со магнитуди до приближно 31,5 m.
Скала на големина
(скалата е обратна: пониските вредности одговараат на посветли објекти)
Очигледни величини на некои небесни тела
Сонце: -26.73
Месечина (полна месечина): -12,74
Венера (при максимална осветленост): -4,67
Јупитер (при максимална осветленост): -2,91
Сириус: -1,44
Вега: 0,03
Најслаби ѕвезди видливи со голо око: околу 6,0
Сонце од 100 светлосни години: 7.30
Проксима Кентаури: 11.05
Најсветлиот квазар: 12,9
Најслабите објекти фотографирани од телескопот Хабл: 31,5
Ако ја кренете главата нагоре во јасна, без облачна ноќ, можете да видите многу ѕвезди. Толку многу што се чини дека воопшто е невозможно да се избројат. Излегува дека небесните тела видливи со око сè уште се бројат. Има околу 6 илјади од нив. Ова е вкупниот број и за северната и за јужната хемисфера на нашата планета. Идеално, јас и ти, на пример, на северната хемисфера, би виделе приближно половина од нив вкупен број, имено околу 3 илјади ѕвезди.
Безброј зимски ѕвезди
За жал, речиси е невозможно да се земат предвид сите достапни ѕвезди, бидејќи за тоа би биле потребни услови со совршено транспарентна атмосфера и целосно отсуство на какви било извори на светлина. Дури и ако се најдете на отворено поле далеку од длабоката градска светлина зимска ноќ. Зошто во зима? Да, затоа што летните ноќи се многу полесни! Ова се должи на фактот дека сонцето не заоѓа далеку под хоризонтот. Но, дури и во овој случај, не повеќе од 2,5-3 илјади ѕвезди ќе бидат достапни за нашите очи. Зошто е ова така?
Работата е во тоа што зеницата на човечкото око, ако ја замислите, собира одредена количина светлина од различни извори. Во нашиот случај, изворите на светлина се ѕвезди. Колку од нив гледаме директно зависи од дијаметарот на леќата на оптичкиот уред. Природно, стаклото на леќите на двогледот или телескопот има поголем дијаметар од зеницата на окото. Затоа, ќе собере повеќе светлина. Како резултат на тоа, со помош на астрономски инструменти може да се види многу повеќеѕвезди
Ѕвезденото небо низ очите на Хипарх
Секако, забележавте дека ѕвездите се разликуваат по осветленоста или, како што велат астрономите, по привидната светлина. Во далечното минато, луѓето исто така обрнуваа внимание на ова. Стариот грчки астроном Хипарх ги подели сите видливи небесни тела на ѕвездени величини од VI класа. Најсветлата од нив ја „заработи“ јас, а најнеизразните ги окарактеризира како ѕвезди од VI категорија. Останатите беа поделени во средни класи.
Последователно, се покажа дека различните величини имаат одредена алгоритамска врска едни со други. И искривувањето на осветленоста за еднаков број пати, нашето око го доживува како оддалечување на исто растојание. Така, стана познато дека сјајот на ѕвезда од категорија I е приближно 2,5 пати посветол од оној на категоријата II.
Ѕвездата од класата II е ист број пати посветла од класата III, а небесното тело од класата III е, соодветно, посветло од класата IV. Како резултат на тоа, разликата помеѓу сјајноста на ѕвездите со светлинска величина I и VI се разликува за фактор 100. Така, небесните тела од VII категорија се надвор од прагот на човечката визија. Важно е да се знае дека големината не е големината на ѕвездата, туку нејзината привидна осветленост.
Која е апсолутната величина?
Ѕвездените величини не се само видливи, туку и апсолутни. Овој термин се користи кога е неопходно да се споредат две ѕвезди според нивната сјајност. За да го направите ова, секоја ѕвезда е поставена на конвенционално стандардно растојание од 10 парсеци. Со други зборови, ова е големината на ѕвездениот објект што би ја имал кога би бил на растојание од 10 компјутери од набљудувачот.
На пример, величината на нашето сонце е -26,7. Но, од растојание од 10 компјутери, нашата ѕвезда би била едвај видлив објект со петта величина. Следи: колку е поголема осветленоста на небесниот објект, или, како што велат, енергијата што ѕвездата ја емитува по единица време, толку е поголема веројатноста дека апсолутната величина на објектот ќе ја преземе негативна вредност. И обратно: колку е помала осветленоста, толку повисоки ќе бидат позитивните вредности на објектот.
Најсјајните ѕвезди
Сите ѕвезди имаат различна привидна осветленост. Некои се малку посветли од првата магнитуда, други се многу побледи. Со оглед на тоа, беа воведени фракциони вредности. На пример, ако привидната величина во нејзината осветленост е некаде помеѓу категориите I и II, тогаш таа обично се смета за ѕвезда од класа 1,5. Има и ѕвезди со светлинска величина 2,3...4,7...итн. На пример, Procyon, дел од екваторијалното соѕвездие Canis Minor, е најдобро видлив низ Русија во јануари или февруари. Неговиот видлив сјај е 0,4.
Вреди да се одбележи дека светлинската величина I е множител на 0. Само една ѕвезда одговара речиси точно на неа - ова е Вега, најсветлата светилка со нејзиниот сјај е приближно 0,03 светлинска величина. Сепак, постојат светилници кои се посветли од него, но нивната големина е негативна. На пример, Сириус, кој може да се забележи на две хемисфери одеднаш. Неговата сјајност е -1,5 магнитуда.
Негативните величини се доделуваат не само на ѕвездите, туку и на другите небесни објекти: Сонцето, Месечината, некои планети, комети и вселенски станици. Сепак, постојат ѕвезди кои можат да ја променат нивната светлина. Меѓу нив има многу пулсирачки ѕвезди со променлива амплитуда на осветленост, но има и такви во кои може да се набљудуваат неколку пулсирања истовремено.
Мерење величини
Во астрономијата, речиси сите растојанија се мерат со геометриска скала. Фотометрискиот метод на мерење се користи за долги растојанија, а исто така и ако треба да ја споредите осветленоста на објектот со неговата очигледна осветленост. Во основа, растојанието до најблиските ѕвезди се одредува според нивната годишна паралакса - полу-главната оска на елипсата. Вселенските сателити лансирани во иднина ќе ја зголемат визуелната точност на сликите барем за неколку пати. За жал, други методи сè уште се користат за растојанија поголеми од 50-100 компјутери.
Магнитуда
© Знаењето е моќ
Птоломеј и Алмагест
Првиот обид да се состави каталог на ѕвезди врз основа на принципот на нивниот степен на сјајност бил направен од хеленскиот астроном Хипарх од Никеја во 2 век п.н.е. Меѓу неговите бројни дела (за жал, речиси сите се изгубени) се појави „Каталог на ѕвезди“, кој содржи опис на 850 ѕвезди класифицирани по координати и сјајност. Податоците собрани од Хипарх, кој дополнително го открил феноменот на прецесија, биле разработени и дополнително развиени благодарение на Клавдиј Птоломеј од Александрија (Египет) во 2 век. АД Тој создаде фундаментален опус „Алмагест“во тринаесет книги. Птоломеј го собрал целото астрономско знаење од тоа време, го класифицирал и го претставил во достапна и разбирлива форма. Алмагест го вклучи и каталогот на ѕвезди. Се заснова на набљудувања направени од Хипарх пред четири века. Но, „Каталог на ѕвезди“ на Птоломеј веќе содржеше околу илјада повеќе ѕвезди.
Каталогот на Птоломеј се користел речиси насекаде во текот на еден милениум. Тој ги подели ѕвездите во шест класи според нивната сјајност: најсветлите беа класифицирани како прва класа, помалку светлите како втора, итн. Шестата класа вклучува ѕвезди кои едвај се видливи со голо око. Терминот „прозрачна моќ“ небесни тела", или "ѕвездена величина", сè уште се користи за одредување на мерката на сјајот на небесните тела, не само ѕвездите, туку и маглините, галаксиите и другите небесни феномени.
Светлина на ѕвезда и визуелна величина
Гледајќи во ѕвезденото небо, можете да забележите дека ѕвездите се разликуваат по нивната осветленост или по нивната привидна светлина. Најсјајните ѕвезди се нарекуваат ѕвезди со 1-ва величина; оние ѕвезди кои се 2,5 пати послаби по осветленост од ѕвездите со 1-ва светлинска величина имаат 2-ра светлинска величина. Ѕвездите со трета величина ги вклучуваат оние од нив. кои се 2,5 пати послаби од ѕвездите со втора величина итн. Најслабите ѕвезди видливи со голо око се класифицирани како ѕвезди со 6-та светлинска величина. Мора да се запомни дека името „ѕвездена магнитуда“ не ја означува големината на ѕвездите, туку само нивната привидна осветленост.
Севкупно, има 20 од најсјајните ѕвезди на небото, за кои обично се вели дека се ѕвезди со прва величина. Но, тоа не значи дека тие имаат иста осветленост. Всушност, некои од нив се нешто посветли од 1-ва светлинска величина, други се нешто побледи, а само една од нив е ѕвезда со точно 1-ва светлинска величина. Истата ситуација се однесува на ѕвездите со 2-ра, 3-та и последователна величина. Затоа, за попрецизно укажување на осветленоста на одредена ѕвезда, тие користат фракциони вредности. Така, на пример, оние ѕвезди кои по својата сјајност се наоѓаат на средина помеѓу ѕвездите со 1-ва и 2-та величина се сметаат дека припаѓаат на 1,5-та светлинска величина. Има ѕвезди со светлинска величина 1,6; 2.3; 3.4; 5.5, итн. На небото се видливи неколку особено светли ѕвезди, кои по својот сјај го надминуваат сјајот на ѕвездите со 1-ва величина. За овие ѕвезди, нула и негативни магнитуди. Така, на пример, најмногу светла ѕвезда северната хемисферанебото - Вега - има светлинска величина од 0,03 (0,04) светлинска величина, а најсветлата ѕвезда - Сириус - има светлинска величина од минус 1,47 (1,46), во јужната хемисферанајсветлата ѕвезда е Канопус(Канопус се наоѓа во соѕвездието Карина. Со привидна светлинска величина од минус 0,72, Канопус има најголема сјајност од која било ѕвезда во рамките на 700 светлосни години од Сонцето. За споредба, Сириус е само 22 пати посветол од нашето Сонце, но е многу Поблиску до нас од Канопус За многу ѕвезди меѓу најблиските соседи на Сонцето, Канопус е најсветлата ѕвезда на нивното небо.
Големината во модерната наука
Во средината на 19 век. англиски астрономНорман Погсон
го подобрил методот на класификација на ѕвездите врз основа на принципот на сјајност, кој постоел уште од времето на Хипарх и Птоломеј. Погсон зел предвид дека разликата во сјајноста помеѓу двете класи е 2,5 (на пример, сјајноста на ѕвезда од трета класа е 2,5 пати поголема од онаа на ѕвезда од четврта класа). Погсон воведе нова скала според која разликата помеѓу ѕвездите од првата и шестата класа е 100 спрема 1 (Разликата од 5 величини одговара на промена на осветленоста на ѕвездите за фактор 100). Така, разликата во однос на осветленоста помеѓу секоја класа не е 2,5, туку 2,512 до 1.
Системот развиен од англискиот астроном овозможи да се одржи постојната скала (поделба во шест класи), но му даде максимална математичка точност. Прво, Поларната ѕвезда беше избрана како нулта точка за системот на ѕвездени величини, нејзината величина, во согласност со Птоломејскиот систем, беше одредена да биде 2,12. Подоцна, кога стана јасно дека Северната ѕвезда е променлива ѕвезда, ѕвездите со постојани карактеристики беа условно доделени на улогата на нулта точка. Како што се подобруваа технологијата и опремата, научниците беа во можност да ги одредат ѕвездените магнитуди со поголема точност: до десетини, а подоцна и до стотинки од единиците. Врската помеѓу привидните ѕвездени магнитуди е изразена со формулата на Погсон: 2 -Врската помеѓу привидните ѕвездени магнитуди е изразена со формулата на Погсон: 1 =м(-2,5 лог 2 /-2,5 лог 1) .
Е
Л | n | Л | n | Л | n |
| 1 | 13 | 8 | 4.2*10 4 | 15 | 3.2*10 7 |
| 2 | 40 | 9 | 1.25*10 5 | 16 | 7.1*10 7 |
| 3 | 100 | 10 | 3.5*10 5 | 17 | 1.5*10 8 |
| 4 | 500 | 11 | 9*10 5 | 18 | 3*10 8 |
| 5 | 1.6*10 3 | 12 | 2.3*10 6 | 19 | 5.5*10 8 |
| 6 | 4.8*10 3 | 13 | 5.7*10 6 | 20 | 10 9 |
| 7 | 1.5*10 4 | 14 | 1.4*10 7 | 21 | 2*10 9 |
Релативна и апсолутна величина
Ѕвездената магнитуда, измерена со помош на специјални инструменти поставени во телескоп (фотометри), покажува колку светлина од ѕвезда допира до набљудувачот на Земјата. Светлината го поминува растојанието од ѕвездата до нас, и, соодветно, колку е подалеку ѕвездата, толку побледо се појавува. Со други зборови, фактот дека ѕвездите се разликуваат по осветленост не дава целосни информацииза ѕвездата. Многу светла ѕвезда може да има голема сјајност, но да биде многу далеку и затоа има многу голема величина. За да се спореди осветленоста на ѕвездите, без оглед на нивната оддалеченост од Земјата, беше воведен концептот „апсолутна величина“. За да ја одредите апсолутната величина, треба да го знаете растојанието до ѕвездата. Апсолутната величина M ја карактеризира осветленоста на ѕвезда на растојание од 10 парсеци од набљудувачот. (1 парсек = 3,26 светлосни години.). Врска помеѓу апсолутната величина M, привидната величина m и растојанието до ѕвездата R во парсеци: M = m + 5 – 5 log R.
За релативно блиски ѕвезди, оддалечени на растојание што не надминува неколку десетици парсеци, растојанието се одредува со паралакса на начин кој е познат веќе двесте години. Во овој случај, занемарливите аголни поместувања на ѕвездите се мерат кога тие се набљудуваат од различни точки на орбитата на Земјата, односно во различни периоди од годината. Паралаксите дури и на најблиските ѕвезди се помали од 1". Концептот на паралакса е поврзан со името на една од основните единици во астрономијата - парсек. Парсек е растојание до замислена ѕвезда, чија годишна паралакса е еднаква на 1".
