قدر سنجی

روش تعیین قدر ستارگان از طریق رصد نسبتا ساده است. با داشتن تجربه ، نتایج نسبتا دقیقی ( دقتی در حدود 0.1 یک قدر) میتوان به دست آورد . این روش به طور وسیع مورد استفاده منجم آلمانی فردریش آرگه لاندر و همکارانش در تهیه فهرست بزرگ ستارگان "کاتالوگ ب.د" (ب.د. علامت عنوان آلمانی این فهرست Bonner Durchmubsterung - " کاتالوگ بن" است.) قرار گرفت. در این روش رصد کننده روشنی ظاهری یک ستاره را با دو یا چند ستاره مجاور که قدرشان معلوم است مقایسه میکند . به این ترتیب ستاره ای که اندکی کم سو تر از ستاره مجاوری از قدر 2.4 و اندکی پر نور تر از ستاره ای از قدر 2.6 است ، با قدر 2.5 مشخص میشود. در استفاده از این روش باید مطمئن بود که :

آ. ستاره ای که میخواهیم قدر آن را بسنجیم و ستارگانی که قدرشان معلوم است فواصلی کم و بیش برابری از افق دارند.

ب.ستارگانی که قدرشان معلوم است ، تا حد امکان نزدیک به  ستاره ای باشند که باید سنجیده شود.

پ.یکی از ستارگانی که قدرشان معلوم است اندکی پرنور تر و درگری اندکی کم نور تر از ستاره مورد سنجش باشد.

قدر ظاهری  

قدر ظاهری (به انگلیسی: magnitud)، مقیاسی عددی از روشنایی منجمان یونان باستان ستاره های مرئی را بر حسب روشنی ظاهری شان به شش گروه تقسیم می کردند. این طبقه بندی هنوز هم کم وبیش معتبر است. افتخار این طبقه بندی به ابرخس(Hipparchus)داده می شود،که در قرن دوم قبل از میلاد در جزیره رودس می زیست.

او پر نور ترین بیست ستاره ای را که می شناخت را به دلخواه ستارگان قدر اول نامید،پنجاه ستاره بعدی به ترتیب روشنی ظاهری،ستارگلان قدر دوم نامیده شدند و الی آخر.نام قدر ششم به چند ستاره ای داده شد که به دشواری قابل رویت با چشم انسان معمولی بودند.

ستارگان از دید ناظر در زمین است. هرچه عدد آن کمتر باشد نورانیت ستاره بیشتر است. قدر ظاهری لگاریتمی با درخشندگی ستاره و فاصله‌اش از ناظر (روی هم با روشنایی ستاره) ارتباط دارد. قدر ظاهری را با m نشان می‌دهند.

مقادیر صفر و منفی قدر ظاهری بیست ستاره ای که بدوا ستارگان قدر اول به شمار آمدند بعد ها مجددا دسته بندی شدند. این کار از آن رو ضرورت داشت که برخی از این ستارگان بسیار پر نور تر از دیگران بودند. مبنای تعیین قدر ستاره ی نسرواقع(وگا)است.

 این رده‌بندی را بطلمیوس در کتاب المجسطی آورده و به طور گسترده پذیرفته شد.

صوفی رازی دانشمند مسلمان ایرانی، نخستین یا از نخستینانی بود که روش اندازه‌گیری نورانیت ستارگان را ارایه کرد.

ویلیام هرشل متوجه شد که فاصلهٔ بین قدرها دارای سیستمی لگاریتمی است و ستاره قدر یک بطلمیوس ۱۰۰ برابر از ستاره قدر شش پرنورتر است. همچنین او متوجه شد که تفاوت روشنایی ستاره قدر یک تا دو و ستاره قدر دو تا سه مثل هم هستند و همچنین برای بقیه. پس هر قدر با قدر دیگر حدود ۲٫۵۱۱۸۸۶ مرتبه درخشندگی تفاوت دارد .

قدر مطلق

اگر همه ستاره‌ها در یک فاصله قرار داشتند، در آن صورت روشنایی نسبی آنها به طور حقیقی نشان دهنده درخشندگی نسبی آنها بود. ستاره‌شناسان با استفاده از این ایده مقیاس قدر مطلق (Absolute Magnitude) را تعریف نموده‌اند. در این مقیاس، قدر مطلق ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، چنانچه در فاصله 10 پارسکی قرار می‌گرفت. بدین ترتیب قدر مطلق ستارگان نزدیکتر از نسبت به قدر ظاهری آنها افزایش می‌یابد و ستارگان دورتر کاهش پیدا می‌کند. یکی از مشکلات تعیین قدر ظاهری، کاهش نور به دلیل جذب توسط غبار است، پدیده‌ای که به خاموشی(Extinction) معروف است. این پدیده باعث برآورد کمتر درخشندگی ظاهری شده، بالطبع عدد قدر ظاهری بالاتر می‌رود و قدر مطلقی متفاوت را نتیجه می‌دهد. صرف نظر از خاموشی، ستاره‌ای با قدر ظاهری 20 و در فاصله 100 پارسک چنانچه در فاصله 10 پارسک قرار گیرد، 102مرتبه روشنتر به نظر می‌رسد (قانون مربع معکوس). نسبت 100 در روشنایی دقیقاً معادل اختلاف پنج قدر است، لذا قدر مطلق آن برابر است با 10 منهای دو، یعنی قدر 15 .

تنظیم : رخساره روشنی

منبع : ویکی نجوم