Звезда – это огромный шар горячего газа, который удерживается как единое целое благодаря собственной силе тяготения и разогревается ядерной энергией.
Большинство звезд существует миллиарды лет. Наряду с планетами, звезды образуются из газовых облаков в космическом пространстве. Хотя подавляющее большинство звезд похожи на Солнце, среди них существуют также и гиганты размером со всю Солнечную систему, и карлики величиной с Землю.
Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, - это различная яркость (блеск) звезд. Для того чтобы характеризовать видимую яркость, или, как правильнее говорить, блеск звезд, введены условные единицы, называемые
звездными величинами. До н.э. древнегреческий астроном
Гиппарх составил каталог звезд, видимых невооруженным глазом (ибо «вооружить» свой глаз ему в то время было нечем). В этом каталоге он разделил все звезды по яркости на 6 классов: самые яркие он назвал звездами 1-й величины, а самые тусклые 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 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 чётко, ведь у него-то фотометра не было.
Астрономы хотели сохранить шкалу Гиппарха, поскольку уже привыкли к ней, но решили сделать её более точной и удобной. В 1856 г. Англичанин Норманн Погсон измерил яркость множества звезд и ввёл 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 блеск в
5100√ 2, 512 раза (почти как у Гиппарха).
За начало отсчёта на шкале звездных величин астрономы приняли Вегу, блеск которой прировняли к нулевой звездной величине. Обозначается это так: 0m (индекс m от происходит латинского stellar magnitude – «звездная величина»).
Звезды в Ковше
Большой Медведице, например, имеют блеск около 2m, т.е. они в 2,512 * 2,512 ≈ 6,3 раза слабее Веги.
Для более точных измерений шкала, содержащая только целые числа, оказалась слишком грубой, поэтому были введены дробные значения.
У всех небесных светил, менее ярких, чем Вега, звездные величины выражаются положительными числами. А как быть с более яркими светилами? Скажем, Сириус и Канопус заметно ярче Веги, а есть ещё и яркие планеты и, наконец, Луна и Солнце. В таких случаях в полном соответствии с правилами математики блеск выражают отрицательным числом. Если блеск звезды равен -1m, то она в 2,512 раза ярче Веги. Блеск Сириуса – 1,5 m , а блеск Венеры в максимуме -4,7 m. Полная Луна имеет блеск около -11m(в 10 тыс. раз ярче самой яркой звезды – Сириуса).
С изобретением телескопа астрономы познакомились со звездами слабее 6m. Даже в бинокль могут быть видны звезды 10m, а крупнейшим телескопам доступны объекты 27-29m.
Видимый блеск – легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды –
светимость, надо знать расстояние до неё.
