测光术的发明和恒星视光度的测定

喜帕恰斯最早提出了六个星等的概念。1760年法国布盖（Pierre Bouguer，1698－1758）著《光的等级》一书，提出了光度学的基本原则。18世纪上半叶瑞典物理学家塞耳苏斯（Anders Celsius，1701－1744）粗糙地测定了几颗恒星的视亮度。19世纪上半叶约翰·赫歇耳自制了一台量星计带到南非好望角，测定了一些恒星的视亮度。

19世纪30年代，波恩天文台台长阿格兰德尔（Friedrich Wilhelm August Argelander，1799－1875），用一架8.5厘米口径的折射望远镜测定恒星位置和视亮度，在25年内共测量了324 198颗恒星，1863年刊布了《波恩巡天星表》（Bonner Durchmusterung），简称BD星表。继任者申费尔德（Eduard Schönfeld，1828－1891）测定了133 000颗南天恒星，1886年发表《南半球巡天星表》（Sudliche Durchmusterung），简称SD星表。

19世纪上半叶，德国生理学家费希内尔（Gustav Theodor Fechner，1807－1887）从约翰·赫歇耳等人的恒星测量中推出星等差一等的两颗星的光度接近一个不变的比值2.5。他由此得到一个著名的生理定律：“感觉度随刺激度的对数变化”。

1856年英国业余天文学家普森（Norman Pogson，1829－1891）运用费希内尔的结论建立了光度与星等间的基本关系式，即普森公式：

m1、m2为两颗恒星的视星等，E1、E2为两颗恒星的视亮度。从普森公式可以得出星等差5等，光度差100倍；相邻星等之间的光度比为，即2.512倍。普森公式为星等与光度之间建立了定量关系，为测光工作打下了基础。

1859年德国天文学家泽尔纳（Johan Karl Friedrich Zollner，1834－1882）发明一种偏振光度计：光度计中有两条光路，一为恒星光的光路；一为比较光路，用于导入暗弱的恒定的人造光源到视场。比较光路中有两个棱镜装置，转动它们到相互平行时，人造光源的光可以全部通过；互相垂直时，人造光源的光则通不过。其他情况介于两者之间。调节导入的人造光强弱，与恒星光对比，直到认为两者相同，然后求出被测量的恒星的星等。这是第一架目视光度计。1861年泽尔纳刊布了第一个光度星表，测定了3 226颗亮星的星等值。

美国哈佛大学天文台台长皮克林（Edward Charles Pickering，1846－1919）设计了另一种偏振光度计，称作哈佛子午光度计（Harvard Meridian Photometer）。这种偏振光度计以北极星为比较星（当时误认为北极星的光度恒定，实际上它是一颗光度变幅较小的变星）。皮克林用这一光度计于1879—1882年间完成了一个星数达4 260颗的《哈佛光度星表》（Havard Photometry），于1884年刊布，最暗星等到七、八等。

1885年英国天文学家普里恰特（Charles Pritchard，1808－1893）刊布了2 784颗肉眼可见恒星的光度星表。普里恰特首次使用“光劈光度计”测量恒星的光度。这种光度计测量时，恒星的光度是由光劈在某一位置上使得恒星刚刚看不见时测定。后来光劈光度计比偏振光度计使用得更广泛。

天空中许多恒星的量度有微弱的变化，这就是变星。大多数变星的亮度变化肉眼难以分辨。而测光术的发展给变星的研究以有力的推动。19世纪中叶以前发现的变星不到100颗。当时给变星命名的办法是，按照发现时间的顺序，用星座名后加上拉丁字母R、S、T、U、V、W、X、Y、Z来记名，所以每一星座只能记9颗变星。新发现的变星数目不断增加，1881年有人提出双字母命名法：从第10颗变星起，按RR、RS……RZ；SS、ST……SZ；……ZZ；AA、AB……AZ；……QQ、QR……QZ（J一律不用）。这样可命名到334号变星。当一个星座内变星超过334个时，用V335、V336来表示。

1881年皮克林把变星分为新星、长周期变星、造父变星、不规则变星和食变星五类。这个分类既考虑到了光变曲线的形态特征，也照顾到了光变的物理起因。

早在1782年英国业余天文学家、聋哑人古德利克（John Goodricke，1764－1786）发现英仙座β（大陵五）是一颗光变周期为2天20小时49分的变星。他还提出变光的原因是由一颗看不见的暗伴星在周期性地掩食主星而造成。皮克林支持这一见解，提出食变星（食双星）这一类，并推算了大陵五的轨道。

1888年德国天文学家沃格尔（Hermann Carl Vogel，1841－1907）发现了大陵五的视向速度也有周期性变化，从而证明了它确实是一对食双星。古德利克还是长周期造父变星典型星仙王座δ（造父一）的发现者，对造父变星的研究是发现河外星系的关键。