مقدار (علم الفلك)

تاريخ

نظام المقدار  يعود ما يقرب من 2000 سنة إلى الفلكي اليوناني أبرخش (أو الفلكي الإسكندري بطليموس - المراجع تختلف) الذي يصنف النجوم من وضوح لمعانها ، وهو ما اعتبروه الحجم ( كبر حجم ). للعين المجردة، تظهر نجمة الشعرى اليمانية أو السماك الرامح أكبر من نجمة  المئزر والتي تبدو أكبر من النجم الخافت سها .
كان تعيين النجوم  الأكثر إشراقا بنجوم الدرجة الأولى"القدر الأول"، في حين النجوم الخافتة للعين المجردة هي "القدر السادس" أو من الدرجة 6.  يتسم نظام  التصنيف  بالبساطة عند الانتقاء من السطوع نجمي و قسمت النجوم  إلى ست مجموعات متميزة لكن لم يتطرق إلى الاختلافات في السطوع ضمن مجموعة.
حاول تيخو براهي مباشرة قياس "اكبر" النجوم من حيث الحجم الزاوي،وخلص إلى أن نجوم الدرجة الأولى بقياس 2 دقيقة قوسية في مقدارها الظاهري (1/30 درجة، أو 1/15 من قطر القمر الكامل)، و المجموعة الثالثة من التصنيفات الستة للنجوم  قياس 02/03، 13/12، 04/03، 02/01، 03/01'، تعتبر متعاقبة . تطوير التلسكوب اظهر أن هذه الأحجام الكبيرة كانت وهمية لأن نجوم كانت صغيرة  من خلال التلسكوب.
أولى التلسكوبات كانت تلمح صور زائفة للنجوم لأنها تفقع شكل النجوم (معروف أيضا بظاهرة قرص أيري نسبة إلى العالم جورج إيري) ناتج الصور يوهم أن النجوم الأكثر إشراقا كبيرة الشكل و الأقل ضياء هي صغيرة .تشويش قرص أيري غالط علماء الفلك من غاليليو إلى جاك كاسيني ، وبالتالي فإن الناس في القرن الثامن عشر واصلو الاعتقاد بأن قدر (الضياء) هو قياس للحجم المادي للنجم .
أنشأ يوهانس هيفيليوس جدول دقيق للنجوم باستخدام التيليسكوب .و أصبح قاس الأقطار برتب تبدأ من 6 ثواني قوسية للمقدار الأول نزولا  ثانيتين قوسيتان لترتيب السادس من القدر.
مع الوقت اكتشف العالم الفلكي ويليام هيرشل ان التليسكوب ذو العدسة المحدبة يعطي شكل للنجم كاذب و القدر الإشراقة مشوش  و ان هناك نجوم لها حجم كبير بالمقارنة مع مقدار إشراقه.حتى في  القرن التاسع عشر استمر نظام القدر القديم ذو  الفئات الست الذي يحدد حجم النجم من حيث حجم القدر  .
ومع ذلك، في منتصف القرن التاسع عشر كان علماء الفلك يقيسون  المسافات إلى النجوم عبر المنظر النجمي، و فهمو أن النجوم هي أساسا بعيدا جدا حتى تظهر كمصادر  للضوء.و بعد التقدم في فهم حيود الضوء والرؤية الفلكية، فهم علماء الفلك تماما  أن الأحجام التي كانت  للنجوم  زائفة وكيف تتأثرت الأحجام  من كثافة الضوء القادم من نجم (هذا هو القدر الظاهري للنجم، و الذي  يمكن قياسه  بوحدات  واط / سم2) و يعني ان النجوم الأكثر إشراقا تظهر أكبر حجما.

تعريف الحديث

قد المقاس الفوتومتري ( على سبيل المثال،صنع نجم زائف باستخدام الضوء  في حقل التلسكوب وتعديله  لمقارنة السطوع بينه وبين  النجوم الحقيقية ) أظهرت أن قدر النجوم الدرجة الأولى  100 مرات أكثر إشراقا من النجوم في القدر السادس
في عام 1856  نورمان بوغسون اقترح  مقياس لوغاريتمي من  تقريبا 2.512 اعتمادها بين ترتيب القدر، هذا  يتوافق مع خمس   ترتيبات للمقادير  .  كل تصنيف من القدر يعادل الاختلاف في سطوع 1001/5 أو ما يقرب من 2.512 مرة من سابقه . ونتيجة لذلك، نجم الدرجة الأولى حوالي 2.5 مرات أكثر إشراقا من نجم القدر الثاني، و  مشرق2.52  من نجم بالقدر الثالث، و مشرق 2.53 من نجم بالقدر الرابع، و هكذا.
هذا هو نظام القدر الحديث، والذي يقيس سطوع، وليس الحجم الظاهري للنجوم. باستخدام  المقياس اللوغاريتمي، فمن الممكن لنجمه أن تكون أكثر إشراقا من "الدرجة الأولى"، لذلك السماك الرامح له قدر 0، الشعرى اليمانية قدر -1.46.

السلم

كما ذكر أعلاه، يظهر السلم المعتمد "في الاتجاه المعاكس، مع الأجرام المشرقة يكون المقدار سلبي مقارنتا مع التي لديها مقدار إيجابي.
الأجسام التي تظهر  إلى اليسار من الخط هي أكثر إشراقا، في حين أن الأجسام التي تظهر  إلى اليمين هي باهتة.

مشكلات

تنخدع العين البشرية بسهولة، تصنيف أبرخش  مثال عن ذلك . العين البشرية هي أكثر حساسية للأصفر / أحمر من اللون الأزرق، وأفلام التصوير الضوئي أكثر إلى اللون الأزرق من لأصفر / أحمر، و هذا يعطي قيم مختلفة للجسم من حيث الحجم  و المقدار في التصوير الفوتوغرافي . ويمكن أيضا أن يتأثر القدر الظاهري من عوامل عدة مثل الغبار أو السحب لأنها تمتص بعض من الضوء.فمن البديهي وجود نجم فائق الضخامة لكن باهت جدا لأن مقداره منخفض جدا.