Книга -

Выше уже говорилось о первых фотометрических измерениях ввезд, выполненных Джоном Гершелем в 1836 г. при помощи «астрометра» на мысе Доброй Надежды. Это были всего 65 ярких звезд, почти исключительно южных. Гершель мог измерять только яркие звезды потому, что для сравнений блеска ему было необходимо звездообразное изображение Луны, а при ярком лунном свете более слабые звезды не видны. После этого следует упомянуть измерения Л. Зейделя в 1852—1860 гг. On использовал сконструированный Штейнхелем фотометр, в котором сравнивался свет двух звезд, отбрасываемый зеркалами в один и тот же телескоп. Экстрафокальпые изображения различных размеров уравнивались в яркости путем изменения диаметров изображений Измерения были весьма хорошими. Поверхности можно было вы ровнять по яркости точнее, чем светлые точки: они соприкасались и при выравииваппи разделяющая их граничная линия становилась невидимой. Измерения Зейделя охватывали 208 звезд. Этот метод был применим только к ярким звездам и не мог получить широкого распространения, подобного позднее разработанным измерениям со звездным фотометром. Вскоре стал использоваться для измерения блеска многих звезд фотометр Целльнера.

Эти первые измерения показали, что так называемые звезды первой величины значительно отличаются друг от друга. Первой величиной называют все, что превышает определенную границу.

Можно заметить на глаз, что, например, Процион на целую величину превосходит Регул, а Сириус еще значительно ярче Процио- на Штейнхель нашел очень большой разброс значений отношения б чёска звезд первой и второй величины. У более слабых звезд это отношение было более постоянным и уменьшение блеска на очку звездную величину соответствовало ослаблению в 2,2— 2.5 раза. Последнее число стало наиболее употребительным, так как одна яркая звезда излучала больше света, чем звезда пятой величины, в (⁵А>)⁵ = 3125:32, т. е. примерно в 100 раз. В 1850 г. Ilorcoii из Оксфорда предложил ввести это соотношение в качестве определения и таким образом использовать заведомо искусственные, вычисленные по измерениям блеска звездпые величины. Следовательно, если 5 величин точно совпадали с отношением 100 (т. е. с разностью логарифмов 2,0), то для двух соседних величин разность этих логарифмов составляла точно 0,40, а само отношение 2,512. С тех пор оно и вошло в общее употребление. Результаты фотометрических измерений давались в каталогах не как значения блеска и пе как их логарифмы, но как числа, примерно в 2'/₂ раза больше этих логарифмов. Это были фотометрические величины, которые уменьшались с возрастанием блеска. Блеск звезд ярче первой величины получил отрицательные значения. В ряду по восходящему блеску Регул получил значение I^m, 5; Альдебаран I^m, 0; Процион O^m, 5; Bera O^m, 1. Канопус и Сириус стали — I^m, 0 и — 1™, 4 величины, Юпитер — 2™, 5, а Benepa — 5^m. Не было причин исключать из этой системы Солнце и Луну. Полная Луна оказалаь примерно — 12-й величины, а Солнце — 26^w, 7.