Видима зоряна величина

Легко помітити, що небесні світила відрізняються яскравістю ( блиском ) та кольором. У ІІ столітті до н.е. Гіппарх, складаючи каталог, поділив усі зорі на шість груп - видимих зоряних величин ( позначається буквою m від лат. magnitude - величина ) . Найяскравіші зорі мають першу зоряну величину ( m = 1 ,або 1^m ), менш яскраві - другу і так далі. Зорі, що перебувають на межі зору ( найтьмяніші ), мають шосту зоряну величину ( m = 6, або 6 ^m ). Якщо різниця видимих зоряних величин дорівнює 1, то блиск зір відрізняється приблизно в 2,5 разу. Таким чином, зорі для яких m = 1 приблизно у 100 разів яскравіші від зір, для яких

m = 6 : 10 ^{0,4 ( 6 - 1 )} ≈ 2,5 ^{( 6 - 1 )} = 2,5 ⁵ ≈ 100

Зірки , для яких m 6, називають яскравими, а всі решта - телескопічними ( їх неозброєним оком не видно ) .

Пізніше були введені дробові та від’ємні зоряні величини. Що яскравішим є світило на небі, то меншою є його зоряна величина. Наприклад, для Сонця m = - 26,80, для найяскравішої зірки нічного неба Сиріус m = - 1,58. Сучасними інструментами можна виявляти об’єкти 25 - ої видимої зоряної величини.

Зрозуміло, що видима зоряна величина не є характеристикою світності, тобто світлової енергії, яку випромінює чи відбиває небесне тіло за одиницю часу. Очевидно, що значна кількість зір, потужніших за Сонце, мають більші зоряні величини ( тобто не такі яскраві на вигляд ) лише тому, що віддалені від Землі в мільярди разів далі, ніж Сонце.