Звёздная величина (видимая), мера освещённости, создаваемой небесным светилом (звездой, планетой, Солнцем и т.п.) на Земле на плоскости, перпендикулярной падающим лучам; мера блеска небесного светила. Обычно предполагается, что в значения Звёздная величина внесены поправки, учитывающие ослабление света в земной атмосфере, и Звёздная величина являются, т. о., внеатмосферными. Впервые понятие Звёздная величина было введено во 2 в. до н. э. Гиппархом, который все звёзды, видимые невооружённым глазом, разделил на 6 величин. К 1-й Звёздная величина были отнесены самые яркие звёзды, а к 6-й — самые слабые (из доступных невооружённому глазу). Звёздная величина m связаны с соответствующими им освещённостями Е зависимостью m = k lg E + C_o.

Значение коэффициента k, по предложению английского астронома Н. Р. Погсона (середина 19 в.), принято равным — 2,5; оно определяет шаг шкалы звёздных величин, а постоянная С₀ — её нульпункт. Изменению Звёздная величина на 5 единиц соответствует изменение освещённости в 100 раз, причём, чем ярче светило, тем меньше число, выражающее его Звёздная величина; Звёздная величина могут иметь как положительные, так и отрицательные значения. Постоянная С₀ определяется по результатам измерений некоторой совокупности звёзд, выбранных в качестве стандартных. На практике произвести измерения блеска со строгим соблюдением общепринятого нульпункта и шага шкалы довольно трудно. В связи с этим параметры k и С₀ в различных фотометрических каталогах небесных светил могут несколько отличаться друг от друга, что выявляется при их сравнении.

  В зависимости от методики измерений различают Звёздная величина визуальные (определяются непосредственно глазом с помощью визуального фотометра), фотографические (по фотоснимкам), фотоэлектрические (с помощью фотоэлектрического фотометра) и радиометрические (с помощью болометров). Звёздная величина, полученные фотографированием светил на фотопластинке с ортохроматической или панхроматической эмульсией через жёлтый светофильтр, называются фотовизуальными (такие Звёздная величина близки к визуальным). Применение различных приёмников радиации и светофильтров даёт возможность измерять блеск светил в разных участках их спектра и тем самым определять Звёздная величина, относящиеся к разным фотометрическим системам. В интернациональных фотографических и фотовизуальной системах (в синей и жёлтой частях спектра) стандартом являются 96 звёзд в районе Северного полюса мира, т. н. Северный полярный ряд; по всему небу располагаются площадки, в которых установлены вторичные стандарты. Более употребительна система UBV, в которой звёздные величины даются в ультрафиолетовой U (3500 ), синей В (4350 ) и жёлтой V (5550 ) частях спектра. Величины В близки к фотографическим, а величины V совпадают с фотовизуальными величинами интернациональной системы. В дополнение к системе UBV употребляют Звёздная величина в красной и инфракрасной областях спектра: R (0,7 мкм), I (0,90 мкм), J (1,25 мкм), К (2,2 мкм) и L (3,7 мкм) и т.д. При установлении любых новых систем Звёздная величина принято, что для нескольких выбранных звёзд главной последовательности Герцшпрунга — Ресселла диаграммы спектрального класса АО все виды Звёздная величина совпадают. Стандартами Звёздная величина в системе UBVRIJKL... служат несколько десятков звёзд, расположенных на всём небе. Разности Звёздная величина, полученных в различных фотометрических системах, характеризуют распределение энергии в спектрах звёзд. Они называются показателями цвета, например B — V, U — В и др.

  Фотоэлектрически измерены Звёздная величина и показатели цвета свыше 20 тыс. звёзд. Точность измерений составляет около 0,01—0,02 Звёздная величина Точность фотографических и визуальных измерений около 0,05—0,1 Звёздная величина Самая яркая звезда неба Сириус имеет Звёздная величина V = —1,46, наиболее слабые из измеренных звёзд относятся к 23-й Звёздная величина Звёздная величина Солнца V = —26,78, полной Луны V = —12,71. Звёздная величина источника света, создающего освещённость в 1 люкс, V = —13,78.

  Абсолютной Звёздная величина называется Звёздная величина, которую имело бы небесное светило, находясь на стандартном расстоянии 10 парсек. Абсолютные Звёздная величина (в отличие от видимых) характеризуют физические свойства самих светил, их светимости. Абсолютная Звёздная величина М связана с видимыми Звёздная величина m зависимостью: М = m + 5 — 51gr,

  где r — расстояние до светила, выраженное в парсеках.

 

  Лит.: Паренаго П. П., Шкалы и каталоги звёздных величин, «Успехи астрономических наук», 1948, т. 4; Шаров А. С., Современное состояние проблемы фотометрических систем и стандартов звёздных величин и показателей цвета, «Бюл. Абастуманской астрофизической обсерватории», 1962, т. 27.

  А. С. Шаров.