|
Не існуе іншага закону для класіфікацыі зорак, як ацэнкі назіральніка; адсюль вынікае, што адныя астраномы могуць адносіць пэўную зорку да першай зорнай велічыні, іншыя — да другой.
{{канец цытаты|крыніца={{кніга|аўтар=Ewing, A.; Gemmere, J.|год=1812|загаловак=Practical Astronomy|месца=Burlington, N. J.|выдавецтва=Allison & Co.|старонкі=41}}}}
Тым не менш, у сярэдзіне XIX стагоддзя астраномы здолелі вылічыць адлегласць да зорак праз [[зорная паралакса|зорны паралакс]]: гэта дало разуменне, што зоркі знаходзяцца настолькі далёка, што іх можна прымаць за [[пунктавая крыніца|пунктавую крыніцу]] святла. Далейшае вывучэнне [[дыфракцыя|дыфракцыі святла]] і {{Артыкул у іншым раздзеле|Сіінг|сіінгу|en|Astronomical seeing}} дало астраномам патлумачыць і несапраўднасць бачных памераў зорак, і залежнасць гэтых памераў ад інтэнсіўнасці святла, што зыходзіць ад зоркі (бачная яскравасць зоркі, якая вымяраецца ў такіх адзінках, як ват/см<sup>2</sup>), з-за якой ярчэйшыя зоркі выглядаюць буйнейшымі. Фотаметрычныя вымярэнні паказалі, што зоркі першай зорнай велічыні прыкладна ў 100 разоў ярчэйшыя за зоркі шостай велічыні. У 1856 годзе [[Норман Роберт Погсан|Норман Р. Погсан]] з Оксфарду прапанаваў узяць падобны стасунак за стандарт, каб кожнае змяншэнне зорнай велічыні вынікала як змяшчэнне па яскравасці, роўнае корню пятай ступені з 100, роўнае прыкладна {{Num|2.512}}.<ref>{{кніга|аўтар=Hoskin, M.|год=1999|загаловак=The Cambridge Concise History of Astronomy|месца=Cambridge|выдавецтва=Cambridge University Press|старонкі=258}}</ref> Гэты стасунак стаў асновай цяперашняга прынцыпу вымярэння зорнай велічыні, калі за крыніцу бяруць не бачны памер, а бляск зорак. З выкарыстаннем лагарыфмічнай шкалы стала магчымым існаванне велічынь, меншых за першую. Так, [[Арктур]] мае зорную велічыню 0, а [[Сірыус]] мае −1,46.
== Бачная зорная велічыня ==
|
