В созвездии Близнецов звезда (Кастор) слабее звезды (Поллукс), в созвездии Ориона звезда Бетель-гейзе () слабее звезды Ригеля (), в созвездии Пегаса наиболее яркая звезда обозначена буквой , а звезда (Маркаб) — лишь третья по блеску. В созвездии Дра­кона самой яркой является звезда Этамин (), за ней по блеску следует звезда , а звезда (Тубан) занимает восьмое место. В созвездии же Стрельца буквой обо­значена лишь шестнадцатая по блеску звезда, а наиболее ярким звездам присвоены обозначения (Каус Аустралис), (Нунки), и .

Значительно позже для обозначений звезд ввели циф­ровую нумерацию по созвездиям, ныне, как правило, применяемую лишь для слабых звезд, которые в ряде созвездий обозначаются также буквами латинского ал­фавита. Обозначения звезд проставляются на современ­ных картах звездного неба и в специальных списках звезд, именуемых звездными каталогами. К настоящему времени астрономы зарегистрировали в звездных ката­логах все звезды, видимые невооруженным глазом, а также многие звезды, доступные наблюдениям лишь в телескопы. Перепись звезд показывает, что невоору­женному глазу доступны наблюдениям на всем небе около пяти с половиной тысяч звезд, причем на терри­тории России видно только около трех тысяч. Остальное множество звезд из-за их слабого блеска невооружен­ному глазу недоступно.

Постепенная детализация в изучении звезд привела к необходимости ввести количественную оценку их «ви­димой яркости» или, как теперь принято более правиль­но называть, их блеска. Что звезды имеют различный блеск, видно уже при первом, даже беглом обзоре звезд­ного неба: одни из них очень ярки и сразу привлекают внимание наблюдателя, другие менее ярки, и не так бросаются в глаза, третьи настолько слабы, что не видны невооруженным глазом и для' их наблюдения требуются оптические инструменты. Чтобы точно определять блеск звезд, необходимо ввести определенную числовую шка­лу. Можно было бы измерять количество света, которое доходит от звезды до наблюдателя (до Земли), в обычных единицах световой энергии, применяемых в физике. Однако подобная система оценки блеска звезд была бы практически неудобной по двум причинам:

во-первых, количество света, доходящее от звезд до нас, так ничтожно мало, что измерение его общеприня­тыми физическими единицами было бы подобно измере­нию размеров деталей механизма наручных часов кило­метрами;

во-вторых, принятая в этом случае градация блеска звезд была бы так велика, что шкала блеска оказалась бы необычайно громоздкой и невозможно было бы за­помнить значений блеска даже самых ярких звезд.

Поэтому блеск звезд выражается не в абсолютных физических (или светотехнических) единицах, а в осо­бой условной шкале, введенной еще во II в. до нашей эры древнегреческим астрономом Гиппархом (180— 110 г. до н. э.), когда не было и в помине физических единиц измерений световой энергии. Эта шкала называется шкалой звездных величин. Само название шка­лы, может быть, и не совсем удачно, поскольку шкала не оценивает линейных размеров звезд, а только поз­воляет сравнивать друг с другом блеск звезд. В наше время шкала звездных величин значительно усовер­шенствована и для определения блеска звезд использу­ется точная оптическая аппаратура.

Если начинающий любитель астрономии спросит, как можно оценивать блеск звезд в условной шкале, пусть он вспомнит измерение температуры. Ведь темпе­ратура есть определенная физическая характеристика, а измеряется она в условной шкале, называемой гра­дусной шкалой.

Шкала звездных величин основана на восприятии света глазом. Оказывается, человеческий глаз четко от­мечает различие интенсивности источников света, если один из них приблизительно в 2,5 раза ярче другого. Это свойство глаза стало известно науке лишь в конце XVIII в. и является частным случаем более общего психофизиологического закона, сформулированного в XIX в. Э. Вебером (1795--1878) и Г. Фехпером (1801— 1887). Этот закон гласит: Изменение какого-либо ощущения прямо пропорционально относительному из­менению раздражающего фактора, или, иначе, если си­ла раздражения увеличивается в геометрической про­грессии, то восприятие (ощущение) возрастает в арифметической прогрессии. Наши органы чувств, в том числе и глаза, реагируют не на абсолютное, а на относи­тельное изменение внешнего раздражителя, и если, образно говоря, к двум светящимся электролампам оди­наковой мощности подключить еще две такие же, то мы уверенно зафиксируем увеличение освещенности; но если эти две лампы добавят свой свет к излучению де­сяти аналогичных ламп, то паши глаза почти или даже вовсе не заметят различия в освещении.

Известно, что законы природы действуют объектив­но, т. е. независимо от сознания человека, и становится вполне понятным, почему Гиппарх, не имея представ­ления о законе Вебера — Фехнера, невольно использо­вал его при введении шкалы звездных величин. Наибо­лее ярким звездам Гиппарх приписал первую звездную величину; следующие по градации блеска (т. е. более слабые, примерно в 2,5 раза) он посчитал звездами вто­рой звездной величины; звезды, слабее звезд второй звездной величины в 2,5 раза, были названы звездами третьей звездной величины и т. д.; звездам на пределе видимости невооруженным глазом была приписана шес­тая звездная величина. При такой градации блеска звезд получалось, что звезды шестой звездной величины слабее звезд первой звездной величины в 97,66 раза. Поэтому в 1856 г. английский астроном Н. Р. Погсон предложил считать звездами шестой величины те, которые слабее звезд первой звездной величины ровно в 100 раз. Это предложение было принято всеми астро­номами и до сих пор является основой для определения блеска звезд. В любом интервале шкалы разность в пять звездных величин означает различие блеска звезд ровно в 100 раз. Тогда соотношение блеска звезд двух смежных целых звездных величин получается равным не 2,5, а 2,512, что нисколько не влияет на точность определения звездных величин.

Из принципа построения шкалы звездных величин видно, что чем слабее звезда, тем больше ее видимая звездная величина. Это позволяет выражать в звездных величинах блеск слабых звезд, не видимых невооружен­ным глазом, но открываемых в телескопы, не нарушая стройности самой шкалы: по мере открытия более сла­бых звезд шкала продолжается в сторону увеличения звездных величин (10-я, 11-я, 12-я и т. д.). В настоящее время известны звезды 24-й звездной величины, которые слабее звезд первой величины примерно в мил­лиард раз.