Остановимся ещё на таком важном вопросе — как в астрономии определяют яркость звёзд и галактик. Если в безлунную ночь взглянуть на небо, то наряду с яркими звёздами глаз видит менее яркие звёзды и множество совсем слабых. Это различие блеска при некоторых оговорках подчёркивает самую замечательную особенность звёздного неба — его глубину. Но эта глубина или, точнее, определение расстояния до звёзд — важнейшая и сложная проблема.
Световым потоком (I) называется количество энергии излучения звезды, падающее на единицу поверхности, перпендикулярной к лучу зрения в единицу времени. Оказалось, что световые потоки звёзд сильно отличаются друг от друга. Например, световой поток Солнца в 2·1010 раз больше светового потока Сириуса. Столь большое различие в световых потоках звёзд делает неудобным использование этой величины. Вместо неё употребляют так называемую видимую звёздную величину m, которая определяется соотношением:
m = -2,5 lg I + C.
Здесь C — некоторая постоянная, выбранная так, чтобы видимые звёздные величины соответствовали шкале древнегреческого астронома Гиппарха, который во II веке до н. э. впервые разделил звёзды на шесть величин в зависимости от их блеска. Разделение на звёздные величины Гиппарх производил на глаз, причём так, чтобы звёзды первой величины казались настолько ярче звёзд второй величины, насколько те кажутся ярче звёзд третьей величины, и т. д. Гиппарху не было известно свойство человеческого глаза воспринимать геометрические соотношения яркости, как арифметические. Человеческий глаз устроен так, что, если в люстре последовательно зажигается 1, 3, 9, 27, 81…, то есть в каждый следующий раз в три раза больше одинаковых лампочек, то нам кажется, что освещённость в комнате всё время увеличивается на одну и ту же величину. Это свойство не только зрения, но и других органов чувств, которое выработалось в процессе эволюции, чтобы, с одной стороны, воспринимать слабые раздражения и, следовательно, обеспечивать нужную реакцию организма на эти раздражения, а с другой стороны, чтобы смягчить влияние сильных раздражений и тем самым оберегать организм от их травмирующего действия. Приведённая формула как раз обладает тем свойством, что если световой поток (/) изменяется в геометрическом отношении, то видимая звёздная величина (m) изменяется в арифметическом отношении, то есть увеличение светового потока в 100 раз соответствует уменьшению видимой звёздной величины m ровно на пять единиц. Согласно предложению Гиппарха, назвавшего самые яркие звёзды звёздами первой величины, чем больше блеск звезды, тем меньше её видимая звёздная величина. Наибольшим блеском обладает Сириус, звёздная величина которого отрицательна: —1,6. Видимая звёздная величина Солнца — 26,7, а Луны в полнолуние — 12,5. Различие видимых звёздных величин не может быть объяснено одним различием расстояний до них. Например, Сириус вдвое дальше, чем α Центавра, а его видимая звёздная величина меньше, то есть блеск больше. Очевидно, это можно объяснить тем, что Сириус излучает больше световой энергии, чем α Центавра. Количество световой энергии, излучаемой звездой в единицу времени, называется её светимостью. Световой поток звезды зависит от её расстояния до наблюдателя. Светимость же звезды от положения наблюдателя не зависит. Это непосредственная важнейшая физическая характеристика звезды. Например, светимость Солнца равна 4·1026 джоулей в секунду.
Известно, что для удобства сравнения предметов их располагают мысленно на одном и том же расстоянии — разница тотчас определяется. Расположим все звёзды от нас на расстоянии 10 парсек[17]. Для этого ближайшим звёздам пришлось бы отодвинуться, а большинству звёзд приблизиться к нам. Сравнивая теперь видимые звёздные величины звёзд, мы могли бы судить о том, какая звезда излучает больше энергии в пространство. Звёздные величины звёзд, находящихся на одном расстоянии, могли бы служить мерой их светимости. Звёздная величина звезды, находящейся на расстоянии 10 парсек, называется абсолютной звёздной величиной (М).
Самую большую информацию дают спектры небесных объектов. Если на пути света от его источника поставить стеклянную призму, лучи с большей длиной волны отклонятся на меньший угол, а лучи с меньшей длиной волны отклонятся на больший угол. В результате на экране появится радуга — спектр источника излучения, — чередующаяся от красного до фиолетового цвета: красный, оранжевый, жёлтый, зелёный, голубой, синий, фиолетовый. Дети легко запоминают последовательность чередования красок по мнемонической присказке: К-аждый — Охотник — Ж-елает — 3-нать — Г-де — С-идит — Ф-азан. За фиолетовым краем находятся ещё более коротковолновые области: ультрафиолетовая, рентгеновская и область у-излучения. За красным краем ещё более длинноволновые области, чем красная: инфракрасная и радиоволны. Эти области спектра глаз не воспринимает. Их излучение регистрируется только приборами. На непрерывном фоне спектров звёзд появляются тёмные, а у некоторых звёзд ещё и яркие линии. Эти линии показывают, что над ослепительно светящейся поверхностью звёзд имеется атмосфера, состоящая из различных газов. Каждый газ даёт линии в определённых местах спектра. Сравнивая положение этих линий с лабораторными спектральными линиями, астрономы определяют состав и температуру звёздных атмосфер. Спектры всех звёзд различны. Однако, расположив их в определённом порядке, получим ряд спектров, где любые два соседних будут очень мало отличаться друг от друга. Для удобства вся последовательность звёздных спектров разбита на семь участков (спектральная классификация): О — В — A — F — G — К — М — N. Запоминают так: O — B(б) — оже — А — F(ф) — G(г) — анистан — K-уда — M-ы — N(н) — есёмся. Или: О — В-е — А — F-air — G-irl — К-iss — М-е. (Группа N не всегда фигурирует в спектральной классификации.) Эта классификация часто подвергается более тонкой градации. Например, А0, А7, F1 и т. д. Явление линейной последовательности спектров указывает на то, что спектры звёзд зависят главным образом от какого-то одного фактора. Этим фактором оказалась температура звезды, которая согласуется с механизмом образования линий в спектрах звёзд.
Известно, что атом всякого элемента может поглощать свет. При этом он поглощает свет совершенно определённых частот. Когда атом поглотит порцию световой энергии или, как говорят, световой квант данной частоты, он переходит в возбуждённое состояние, определяемое тем, что его внешний электрон удаляется от ядра атома. В возбуждённом состоянии атом находится ничтожную долю секунды, после чего электрон возвращается на своё обычное место, а атом при этом излучает порцию световой энергии. Когда свет от раскалённой поверхности звезды проходит через её более холодную атмосферу, находящиеся там атомы различных элементов поглощают свет определённых, свойственных этим атомам, частот. Если атом поглотит квант достаточно высокой частоты, обладающий высокой энергией, то внешний электрон будет не просто перемещён несколько дальше, а будет оторван от ядра; атом станет ионизированным. С другой стороны, чем выше температура звезды, тем больше световой энергии она излучает. Но от температуры звезды зависит и состав квантов её излучения. Чем выше температура, тем больше доля высокочастотных квантов и меньше доля низкочастотных, что определяет разнообразие спектров звёзд.
