Звёздная величина -
безразмерная величина, характеризующая блеск небесного светила. Различия в яркости звёзд уже в древности навели астрономов на мысль классифицировать их по этому признаку. Первые упоминания о системе З.в. содержатся в астрологической поэме М.Манилия "Астрономика" (начало I в.). Предполагается, что данную систему ввёл в употребление греческий астроном Гиппарх (II в. до н.э.) в своём звёздном каталоге. Эта система З.в. (в более детализированной форме) используется и по сей день. Все видимые невооружённым глазом звёзды греческие астрономы разделили на 6 классов, называемых величинами. Наиболее яркие звёзды - это звёзды 1-й величины (в современный обозначениях, 1m; индекс m происходит от лат. magnitude - "величина"), а самые слабые - 6-й величины (6m). Промежуточное подразделение на величины было осуществлено по принципу: звёзды 2-й З.в. настолько же слабее звёзд 1-й З.в., насколько они ярче звёзд 3-й З.в., и т.д. Этот принцип применён и при построении шкалы З.в., используемой в современной астрономии (такую шкалу ввёл английский астроном Норман Погсон в 1856 г.). Он предложил считать разницу блеска равной пяти З.в., если одна звезда ровно в 100 раз ярче другой. В то время как З.в. убывают в арифметической прогрессии, блеск звёзд возрастает в геометрической прогрессии. Таким образом, шкала З.в. - логарифмическая, с основанием 100 1/5 = 10 0.4 ), что примерно равно 2.512 (разница блеска в З.в. меняется как логарифм потока света от звезды). За начало отсчёта на шкале визуальных З.в. астрономы приняли Вегу, блеск которой приравняли к нулевой З.в. У небесных светил, менее ярких, чем Вега, З.в. выражается положительным числом; у более ярких - отрицательным.

Определяемая З.в. зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения - глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и др. Визуальная З.в. определяется прямым наблюдением и отвечает спектральной чувствительности человеческого глаза. Фотовизуальная, или жёлтая, З.в. определяется фотометрированием изображения звезды на ортохроматической фотопластинке при фотографировании через жёлтый светофильтр. Визуальная и фотовизуальная З.в. практически совпадают. Фотографическая, или синяя, З.в. определяется фотометрированием изображения звезды на фотопластинке, чувствительной к синим и ультрафиолетовым лучам, или при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром. Болометрическая З.в. определяется болометром (интегральным приёмником излучения) и отвечает полной мощности излучения звезды, т.е. мощности, просуммированной по всему спектру излучения. Болометрическая З.в. Солнца приблизительно равна его визуальной З.в. (т.к. практически вся энергия излучения Солнца приходится на видимый диапазон), для более холодных или горячих звёзд вводятся болометрические поправки. Современная система З.в. - система UBV. В ней комбинациями ультрафиолетового, синего и жёлтого фильтров с фотоумножителем получают систему ультрафиолетовых З.в. (они обозначаются U), а также фотоэлектрические аналоги визуальной (V) и фотографической (B) З.в.

В З.в. выражают не только блеск звёзд (точечных источников излучения), но и блеск светил, имеющих видимые угловые размеры (планеты, кометы, спутники планет, Луна, Солнце). Под З.в. протяжённого объекта (её называют интегральной) понимают величину суммарного блеска её частей. Диапазон З.в. различных космических объектов очень широк: от -26.8m для Солнца до +26m для самых слабых звёзд, находящихся на пределе чувствительности приёмной аппаратуры самых мощных телескопов. Объясняется это различием в светимостях космических объектов и расстояниях до них. Для сравнения светимостей звёзд их условно располагают на стандартном расстоянии в 10 пк. З.в., которой обладало бы светило, находясь на расстоянии в 10 пк, называют абсолютной З.в. Абсолютная З.в. Солнца оказывается равной +4.79m. Для определения абс. З.в. других светил необходимо знать две получаемые из наблюдений величины: параллакс светила и его видимую З.в. При оценке светимости планет и астероидов абсолютной З.в. называют З.в., которой обладала бы эта планета на расстоянии в 1 а.е. от наблюдателя.

В зависимости от того, в какой системе выражена видимая З.в., абс. З.в. может быть визуальной, фотометрической, в системе UBV и болометрической.

По мнению астрологов, использующих неподвижные звёзды в своей практике, сила влияния звезды в большинстве случаев прямо пропорциональна её яркости (т.е., обратно пропорциональна З.в.). Однако существуют и исключения, когда звёзды одной З.в. некоторыми астрологами приравниваются по своему астрологическому влиянию к звёздам другой З.в. Тогда говорят об астрологической величине звёзд.

Д.Куталёв отмечает, что визуальная З.в. указывает на значимость и доступность концепций и проблем, ставящихся звездой для человечества на данный момент.