Физиологические особенности глаза.
Шкала звездных величин основана на восприятии света глазом. Оказывается, человеческий глаз четко отмечает различие интенсивности источников света, если один из них приблизительно в 2,5 раза ярче другого. Это свойство глаза стало известно науке лишь в конце XVIII в. и является частным случаем более общего психофизиологического закона, сформулированного в XIX в. Э. Вебером (1795 1878) и Г. Фехнером (1801 1887). Этот закон гласит: Изменение какого-либо ощущения прямо пропорционально относительному изменению раздражающего фактора, или, иначе, если сила раздражения увеличивается в геометрической прогрессии, то восприятие (ощущение) возрастает в арифметической прогрессии. Наши органы чувств, в том числе и глаза, реагируют не на абсолютное, а на относительное изменение внешнего раздражителя, и если, образно говоря, к двум светящимся электролампам одинаковой мощности подключить еще две такие же, то мы уверенно зафиксируем увеличение освещенности; но если эти две лампы добавят свой свет к излучению десяти аналогичных ламп, то наши глаза почти или даже вовсе не заметят различия в освещении.
Градация блеска звезд по Гиппарху и Погсону.
Известно, что законы природы действуют объективно, т. е. независимо от сознания человека, и становится вполне понятным, почему Гиппарх, не имея представления о законе Вебера Фехнера, невольно использовал его при введении шкалы звездных величин. Наиболее ярким звездам Гиппарх приписал первую звездную величину. Следующие по градации блеска (т. е. примерно в 2,5 раза слабее) он посчитал звездами второй звездной величины; звезды, слабее звезд второй звездной величины в 2,5 раза, были названы звездами третьей звездной величины и т. д. Звездам на пределе видимости невооруженным глазом была приписана шестая звездная величина. При такой градации блеска звезд получалось, что звезды шестой звездной величины слабее звезд первой звездной величины в 97,66 раза. Поэтому в 1856 г. английский астроном Н. Р. Погсон предложил считать звездами шестой величины те, которые слабее звезд первой звездной величины ровно в 100 раз. Это предложение было принято всеми астрономами и до сих пор является основой для определения блеска звезд. В любом интервале шкалы разность в пять звездных величин означает различие блеска звезд ровно в 100 раз. Тогда соотношение блеска звезд двух смежных целых звездных величин получается равным не 2,5, а 2,512, что нисколько не влияет на точность определения звездных величин.
Из принципа построения шкалы звездных величин видно, что чем слабее звезда, тем больше ее видимая звездная величина. Это позволяет выражать в звездных величинах блеск слабых звезд, не видимых невооруженным глазом, но открываемых в телескопы, не нарушая стройности самой шкалы: по мере открытия более слабых звезд шкала продолжается в сторону увеличения звездных величин (10-я, 11-я, 12-я и т. д.). В настоящее время известны звезды 24-й звездной величины, которые слабее звезд первой величины примерно в миллиард раз.
Определение
блеска звезд в звездных величинах,
выполненное точными способами измерения
с применением специальных приборов
фотометров, показало, что блеск звезд
не может быть точно выражен целыми
значениями звездных величин (1, 2, 3 и т.
д.), ибо блеск звезд весьма разнообразен.
Поэтому шкала подразделяется на десятые,
сотые и даже тысячные доли (в зависимости
от требуемой степени точности) звездных
величин. Отсюда блеск большинства звезд
выражается дробными значениями звездных
величин, всегда обозначаемыми латинской
буквой т,
например, 2
,12;
3
,56;
5
,78
и т. д.
В качестве примера укажем блеск в звездных величинах семи основных звезд Большой Медведицы: