Составляя свой каталог из 850 звезд, древнегреческий астроном Гиппарх (II в. до н.э.) разделил по блеску все видимые невооруженным глазом звезды на шесть классов. Самые яркие звезды считались звездами первой звездной величины (1m, m – от лат. magnitudo – величина), самые слабые – звездами шестой звездной величины (6m). Поскольку считалось, что все звезды находятся на одинаковом расстоянии, блеск звезды определял ее размеры: чем звезда ярче, тем она больше. Сейчас мы знаем, что это не всегда так.

Невооруженным глазом на небе можно наблюдать около 6 000 звезд (вплоть до шестой звездной величины), однако, если вооружиться телескопом, количество наблюдаемых звезд возрастает в миллионы раз.

В астрономии принято использовать понятие блеск, означающее количество света, пришедшего от наблюдаемого объекта. Чем меньше блеск звезды, тем более мощные телескопы требуются для регистрации ее излучения.

Современная шкала звездных величин была предложена в середине XIX в. английским астрономом Норманом Погсоном (1829–1891). Он также разделил все видимые невооруженным глазом звезды на 6 величин, причем блеск звезды 1m отличается от блеска звезды 6m ровно в 100 раз. Тогда отношение блеска Em и Em+1 двух звезд, величины которых различаются точно на единицу, выражается числом:

Em/Em+1 = 5√(100) ≈ 2.512,

а связь между видимыми звездными величинами следующей зависимостью:

m2 — m1 = -2.51g*E2/E1

Эта зависимость называется формулой Погсона. Светила, блеск которых превосходит блеск звезд 1m, имеют нулевые и отрицательные звездные величины (Солнце, Луна, несколько наиболее ярких планет).

Различие в блеске звезд не дает нам информации о различии в их светимости, температуре, массе и т.п. Звезда может иметь большую светимость, но находиться очень далеко, а потому иметь очень большую звездную величину. Для определения истинного блеска звезды вводят понятие абсолютной звездной величины.

Абсолютная звездная величина М – это видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась на стандартном расстоянии в 10 пк или 32,6 светового года.

Связь абсолютной звездной величины М, видимой звездной величины m и расстояния до звезды R в парсеках выражается следующим соотношением:

M = m + 5 – 5 lg R.