Należy przede wszystkim rozróżnić pojęcia obserwowanej jasności gwiazdy i jasności absolutnej. Jasność obserwowana jest to ilość energii jaka dochodzi na Ziemię od danej gwiazdy. Jest ona uwarunkowana zatem nie tylko rzeczywistą jasnością gwiazdy ale także jej odległością od powierzchni Ziemi. Jasność absolutna natomiast jest miarą energii, która jest emitowana przez daną gwiazdę w otaczającą ją przestrzeń. Zależy więc zatem tylko i wyłącznie od rzeczywistej jasności gwiazdy. W obrębie tych dwóch podziałów dodatkowo wyróżnia się dla każdego z tych typów jasności jeszcze jasność bolometryczną i jasność barwną. Jasność bolometryczna określa ilość energii jaka jest emitowana przez daną gwiazdę w pełnym zakresie widma, natomiast jasność barwna dotyczy tylko pewnego przedziału obejmującego określone długości fal. Przedział ten uzależniony jest od czułości odbiornika.
Natomiast w obrębie jasności barwnej dawniej wyróżniało się także jasność wizualną oraz jasność fotograficzną. Jak same nazwy wskazują jasność wizualna była jasnością subiektywną uzależnioną od czułości ludzkiego oka, natomiast jasność fotograficzna zależała z kolei od czułości kliszy fotograficznej.
Obecnie stosuje się podział jasności barwnych na pięć klas. Noszą one angielskie nazwy: ultraviolet, blue, visual, red i infrared. Definicje tych jasności zostały sporządzone za pomocą fotoelektrycznych odbiorników zaopatrzonych w specjalistyczne filtry.
Jasnością najczęściej używaną jest jasność visual. Jasność ta obejmuje zakres promieniowania elektromagnetycznego bardzo zbliżonego do tego, na który wrażliwe jest oko ludzkie.
Jasność gwiazdy określana jest w logarytmicznej skali wielkości gwiazdowych.
Po raz pierwszy pojęcie wielkości gwiazdowych zostało wprowadzone przez Ptolemeusza. Skalę podzielił on na sześć wielkości. Następnie dokonania Ptolemeusza kontynuował Herschel. Sformułował on pewne twierdzenie dotyczące różnic w wielkościach gwiazdowych. Twierdził mianowicie , że odpowiadają one określonym stosunkom natężeń blasku całkowitego danej gwiazdy. Twierdził ponadto, że ilość światła emitowanego przez daną gwiazdę jest uzależniona od wielkości, do której należy dana gwiazda w następujący sposób: Różnica pięciu wielkości powoduje stukrotny wzrost emitowanego światła.
Prawo to zostało przejęte przez Pogsona. On również sformułował je w sposób matematyczny, przedstawiając za pomocą równania:
Powiązanie wielkości gwiazdowych z docierającymi na powierzchnię Ziemi strumieniami energii można także powiązać w następujący sposób:
gdzie f z indeksem 1 i 2 to strumienie energii czyli oświetlenia, a m to wielkości gwiazdowe.
Na skali punkt zerowy został wyznaczony w taki sposób, aby gwiazdy, które są obserwowane na niebie jako najjaśniejsze miały wizualną wielkość gwiazdową zmierzającą do zera.
Natomiast gwiazdom o najsłabszym blasku przypisuje się jasność równą sześć. I tak, np. Syriusz ma widomą wielkość równa -1.5 magnitudo, a planeta Wenus -4.5 magnitudo. Gwieździe Polarnej przypisuje się wielkość gwiazdowa równa 2 magnitudo. Słońcu przypisuje się wielkość gwiazdową równą 30 magnitudo.
Wspomnianą wcześniej wielkość sześć przypisuje się gwiazdom jeszcze widocznym na niebie gołym okiem. Natomiast gwiazdy, które są obserwowane na niebie tylko z pomocą specjalistycznych teleskopów mają wielkości gwiazdowe rzędu 30 magnitudo.
Widać więc z jaką dużą rozpiętością wielkości gwiazdowych astronomia ma do czynienia licząc od Słońca do tych najsłabszych gwiazd. Jest to ponad 50 jednostek. Odpowiadający temu stosunek natężeń wynosi około 1020:1.
Wcześniej zostało wspomniane, ze obserwator na Ziemi nie widzi rzeczywistej jasności gwiazd. Po drodze na Ziemie światło ulega bowiem rozpraszaniu przez co dochodzi do zmniejszania jego jasności. Już Ptolemeusz katalogując gwiazdy pod względem jasności uwzględnił ten fakt. Herschel natomiast zauważył, że nawet niewielkie różnice dotyczące blasku gwiazd mogą być rejestrowane przez ludzkie oko. Następnie został opracowany kolejny katalog jasności gwiazd, gdzie były one podawane z dużą dokładnością , rzędu 0.1 mag. Niemniej jednak była to skala oparta na subiektywnym odbiorze jasności więc siła rzeczy musiały pojawić się błędy systematyczne z tym związane.
Prawdziwe jasności gwiazd można było zacząć oceniać dopiero wraz z rozwojem fotometrycznych metod pomiarowych. W metodach tych dokonuje się porównania ilości światła, które dochodzi na Ziemię od danej gwiazdy ze światłem odpowiadającym standardowi fotometrycznemu danej metody.
Za standard przeważnie służy światło emitowane przez jakieś sztuczne źródło lub też światło innej gwiazdy , której jasność jest dobrze wyznaczona.
Skala jasności oparta na porównaniach wzrokowych dotyczy jasności wizualnych. Natomiast porównanie światła jakie zostało zarejestrowane na kliszach fotograficznych dotyczy jasności fotograficznych. Ponieważ oko ludzkie różni się pod względem czułości od emulsji fotograficznej więc pomiędzy tymi dwoma jasnościami też muszą wystąpić różnice.
Jako standard fotometryczny, długościach pomocą którego można wyznaczyć jasność wizualną i fotograficzną służą gwiazdy nazwane północnym ciągiem biegunowym.
W czasach obecnych najdokładniejsza metoda fotometryczna jest to fotometria fotoelektryczna. Dochodzące od gwiazd światło odbierane jest przez element zwany fotopowielaczem.
Fotometria wizualna najczęściej oparta jest na zjawisku zwanym polaryzacją światła. Fotometry takie zawierają części zwane pryzmatami polaryzującymi. Okazało się , że właśnie użycie takich fotometrów pozwoliło na uzyskanie najbardziej dokładnych wyników.
W subiektywnym odbiorze każdego mieszkańca Ziemi niewątpliwie najjaśniejszą gwiazdą jest Słońce. Okazuje się jednak, ze wcale decydującego znaczenia nie ma tutaj rzeczywista jasność gwiazdy. W głównej mierze Słońce jest tak odbierane, ponieważ znajduje się dużo bliżej Ziemi niż inne gwiazdy północnego dużej jasności. Przykładem może być gwiazda Rigel . Jasność wizualna tej gwiazdy to około 0.13 mag. Okazuje się, ze gdyby ta gwiazda znalazła się w takiej odległości od Ziemi jak Słońce, to jej jasność wizualna musiałaby być tysiące razy większa od Słońca.
Jeśli zaś chodzi o jasności obserwowane poszczególnych planet to rozkładają się one następująco:
- Merkury - przedział jasności (1 - 1.3 mag)
- Wenus - (-3.6 - 4.4 mag)
- Mars - (-2 - +2 mag)
- Jowisz - (-2.4 - -1.2)
- Saturn - (-0.5 - 1.2 mag)
Podobna różnica jak dla Słońca i dla gwiazdy Rigel istnieje dla dwóch innych gwiazd. Opisana sytuacja dotyczy gwiazd Altair i Deneb. Mają one identyczną barwę oraz zbliżone wartości jasności obserwowanych.
Tak więc dla obserwatora na Ziemi są to gwiazdy niemalże takie same. Ale przy pomiarach odległości od Ziemi wychodzi jak różnią się rzeczywiste jasności tych dwóch gwiazd. Gwiazda Altair znajduje się od Ziemi w odległości 16.5 lat świetlnych, natomiast Deneb w odległości 931 lat. Widać więc, że rzeczywista jasność gwiazdy Deneb jest ponad 2.5 tysięcy razy większa od jasności gwiazdy Altair.
Taka sytuacja występuje w przypadku wielu par gwiazd.
Gwiazdy różnią się między sobą wielkością mocy emitowanego promieniowania. Za gwiazdę , która emituje najsilniejsze promieniowanie uchodzi S Doradus. Jej promieniowanie jest milion razy silniejsze od promieniowania słonecznego. Ale są także gwiazdy , które pod tym względem wypadają dużo gorzej niż Słońce. Taką gwiazdą jest np. Wolf, którego promieniowanie ma moc mniejszą siedemset tysięcy razy od promieniowania słonecznego.
Słońce należy do grupy przeciętnych gwiazd, zarówno pod względem jasności jak i mocy promieniowania.
Całkowita ilość energii emitowana w całym przedziale widmowym może być określona za pomocą jasności bolometrycznej. Jest to wielkość , której jednak nie można zmierzyć. Można ją natomiast obliczyć korzystając z temperatury gwiazdy oraz z fotometrycznych wielkości.
Wielkości bolometryczne można by było obliczać także w inny sposób. Mianowicie przez przeliczanie wielkości radiometrycznych wyznaczanych za pomocą ogniwa termoelektrycznego. Jest tylko jeden problem. Mianowicie nie jest znana wielkość selektywnego pochłaniania światła w warstwach atmosfery ziemskiej.
Należy wprowadzić pojecie absolutnej wielkości gwiazdowej. Jest to wielkość, jaką charakteryzowałaby się dana gwiazda gdyby jej odległość od obserwatora była stała i wynosiła 10 parseków. Równe jest to odległości 32.6 lat świetlnych. Odpowiada to więc rzeczywistej jasności danej gwiazdy. Absolutna wielkość gwiazdowa oznaczana jest w nomenklaturze astronomicznej literą M, w przeciwieństwie do pozornej wielkości gwiazdowej czyli m.
Można taką zależność przedstawić za pomocą wzoru:
gdzie r to odległość gwiazdy wyrażona w parsekach. Porównując dwadzieścia gwiazd o największej pozornej jasności widać , ze największą absolutną jasność ma wspomniany wcześniej Deneb. Natomiast jasność najmniejszą ma Toliman.
Stosując ten wzór otrzymuje się absolutna wielkość gwiazdową słońca równą 4.79 M. Jeśliby więc Słońce znalazło się w ustalonej odległości 32.6 lat świetlnych od Ziemi to okazuje się , że byłoby odbierane jako gwiazda piątej wielkości , a co się z tym wiąże byłoby ledwo widoczne na niebie.
Różnica miedzy jasnością pozorną a jasnością absolutna nosi nazwę modułu odległości . I teraz jeśliby dla danej gwiazdy było możliwe poznanie absolutnej wielkości gwiazdowej to przy znajomości jasności pozornej można by obliczyć moduł odległości. A stąd już tylko krok od wyznaczenia paralaksy spektralnej gwiazdy.
Zazwyczaj we wszystkich klasyfikacjach gwiazd gwiazdy najjaśniejsze oznacza się symbolem alfa, kolejna to beta i tak dalej. Natomiast nazwy gwiazdozbiorów pochodzą z języka łacińskiego. I tak dla każdej gwiazdy grecki symbol literowy towarzyszy łacińskiej nazwie gwiazdozbioru.
