Поскольку с увеличением расстояния свет становится «менее ярким», рассеивая свою энергию на большей площади, самый простой способ получить яркое изображение такого сильно удалённого объекта, как звезда, — это собрать как можно больше его света и сфокусировать его весь на изображении. Это основная функция телескопа и та причина, по которой в делах, касающихся телескопов, при прочих равных условиях, чем больше, тем лучше. Свет, допустим, с Денеба, падает на всей площади Земли с одинаковой интенсивностью (энергия на единицу площади за единицу времени). Яркость изображения, создаваемого телескопом, определяется общей энергией, поступившей в фокус, и это просто интенсивность, умноженная на площадь основной линзы или зеркала (объектива) телескопа. Полностью открытый глаз человека обычно собирает свет из круглой области диаметром около 6 мм, поэтому 50-миллиметровый бинокль или телескопический объектив (как в биноклях 7 × 50) формирует изображение примерно в 70 раз ярче, чем вы можете увидеть без него. Двухсотдюймовый телескоп на горе Паломар даёт вам выигрыш в яркости более чем в 700 000 раз, или примерно на четырнадцать звёздных величин. Иными словами, это позволяет вам видеть звёзды величиной вплоть до примерно двадцатой, а не до шестой. (Здесь подразумевается прямое визуальное наблюдение, которым профессиональные астрономы пользуются редко. На самом же деле они находятся в ещё большем выигрыше и видят ещё больше звёзд, невидимых в ином случае, когда фиксируют их изображения с длительной выдержкой на чувствительных фотопластинках или плёнке.)
ЯРКОСТЬ ЗВЁЗД И ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА
Яркость звёзд выражает звёздная величина. Исторически сложилось так, что самые яркие звёзды неба описывались как звёзды «первой величины». Чуть менее ярким звёздам была присвоена «вторая величина», и так далее. Когда стало возможным количественное измерение яркости звёзд, эти термины стали ассоциироваться с точными числовыми значениями яркости, а также стало возможным присвоение им дробной величины, например, 1,6.
Технически шкала звёздных величин — логарифмическая, но обычно вам не придётся беспокоиться об этом. Существенные моменты заключаются в том, что 1) чем меньше звёздная величина, тем ярче звезда; и 2) разница в одну звёздную величину эквивалентна коэффициенту яркости 2,512 (корень пятой степени из 100). Таким образом, звезда 1,3-й звёздной величины в 2,512 раза ярче (т.е. даёт нам в 2,512 раза больше света), чем звезда 2,3-й величины, и в 100 раз ярче звезды 6,3-й звёздной величины. У вас также могут быть отрицательные значения звёздной величины. У звезды, которая в 100 раз ярче, чем эта 1,3, значение звёздной величины составляло бы 1,3 – 5 = -3,7. (Забавным побочным эффектом применения количественной шкалы будет то, что у Сириуса, самой яркой звезды на нашем небе, значение звёздной величины будет уже не 1, а -1,6.)
При хороших условиях наблюдения наш невооружённый глаз может разглядеть звёзды с величиной от отрицательной до примерно +6. Это видимые звёздные величины, измеряющие яркость такой, какой её видим мы, и зависящие как от природной яркости самой звезды, так и от её расстояния до нас. Свет подчиняется «закону обратной квадратичной зависимости»: его интенсивность (количество энергии, доставляемой на единицу площади за единицу времени) обратно пропорциональна расстоянию от источника. Например, если вы направите экспонометр на свечу в тёмной комнате с расстояния в один фут, а затем с расстояния в десять футов, количество света, измеренное вами на расстоянии десяти футов, будет составлять 1/100 от того, которое было на расстоянии одного фута. Объяснение этому простое. Свеча (или звезда) испускает определённое количество световой энергии каждую секунду, и по мере того, как она распространяется кнаружи от источника, это количество энергии распределяется по постоянно растущей сферической поверхности, площадь которой пропорциональна квадрату её радиуса.
Для сравнения значений собственной яркости звёзд их выражают в абсолютных величинах. Абсолютная звёздная величина — это видимая величина, которую имела бы звезда при наблюдении со стандартного расстояния. Это расстояние выбрано равным десяти парсекам.