قدر ظاهری
معنی کلمه قدر ظاهری در دانشنامه عمومی
قدر ظاهری را با m نشان می دهند و هرچه مقدار m کوچکتر باشد ستاره پرنورتر دیده می شود ( اما لزوماً درخشنده تر نیست ) .
قدر ظاهری به عوامل درخشندگی ستاره، فاصله ستاره از زمین، و خاموشی نور ستاره ( به دلیل گرد و غبار میان ستاره ای ) بستگی دارد.
اساس نظام قدربندی ستارگان از یونان باستان کسب شده است. در این نظام، مبنای درجه بندی قدرها واکنش چشم انسان به درجه های نوری مختلف است. اولین بار ابرخس منجم یونانی ستارگان آسمان را به ۶ دسته از لحاظ روشنایی تقسیم کرد. پرنورترین ها در قدر یک و کم نورترین ها در قدر ۶ جای داشتند. قدر ششمی ها کم نورترین اشیاء قابل مشاهده توسط بشر با چشم غیرمسلح بودند.
این رده بندی را بطلمیوس در کتاب مجسطی آورده و به طور گسترده پذیرفته شد.
صوفی رازی دانشمند مسلمان ایرانی، از نخستین کسانی بود که روش اندازه گیری قدر ستارگان را ارائه 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؛ یعنی به ازای هر قدر، روشنایی ستاره 100 5 = 2. 511886 برابر می شود. به عنوان مثال یک ستارهٔ قدر ۲ از ستاره قدر ۳، ۲٫۵۱۲ برابر روشن تر و از یک ستارهٔ قدر ۵، ( 100 5 ) 3 = 2. 511886 3 ≈ 15. 849 برابر روشن تر است. همچنین او متوجه شد که تفاوت روشنایی ستاره قدر یک تا دو و ستاره قدر دو تا سه مشابه هم هستند.
ارتباط روشنایی ( یا نورانی بودن ) ستاره با قدر آن به صورت زیر تعریف می شود:
b 1 b 2 = 100 ( m 2 − m 1 5 )
m 2 − m 1 = 2. 5 log 10 ( b 1 / b 2 )
در این رابطه m قدر ظاهری و b روشنایی دو ستاره است. اگر رابطه را برپایهٔ ثابت خورشیدی ( روشنایی خورشید یا ☉b ) و قدر آن بازنویسی کنیم، خواهیم داشت:
b b ⊙ = 100 ( m ⊙ − m 5 )
m ⊙ − m = 2. 5 log 10 ( b / b ⊙ )
طبق این رابطه می توان با داشتن قدر ظاهری ستاره، مقدار حداکثر روشنایی آن را به دست آوریم و بالعکس.
مقدار قدر ظاهری به عوامل محیطی ناظر مانند جو زمین، آلودگی، ضریب جذب جوی و غلظت هوا نیز وابسته است. به دلیل تغییرات غلظت هوا در لایه های اطراف زمین روشنایی ستاره در افق با روشنایی همان ستاره در سمت الراس متفاوت است. معمولاً در منابع مختلف قدر ظاهری ستاره را در نبود جو حساب می کنند که در واقع بیشینهٔ روشنایی در زمین است.
معنی کلمه قدر ظاهری در ویکی واژه
جملاتی از کاربرد کلمه قدر ظاهری
در سال ۱۹۳۰، هارلو شپلی و همکارانش در رصدخانه کالج هاروارد، با استفاده از کلیشه‌های به دست آمده در تلسکوپ ۲۴ اینچی بروس در بلومفونتن، آفریقای جنوبی، بررسی کهکشان‌ها در آسمان جنوبی را آغاز کردند. تا سال ۱۹۳۲، شپلی بر اساس شمارش کهکشان‌های کلیشه‌های، کشف ۷۶۰۰۰ کهکشان روشن‌تر از قدر ظاهری ۱۸ را در یک سوم آسمان جنوبی گزارش داد. برخی از این داده‌ها پس از چندی به عنوان بخشی از شمارش کهکشان‌های هاروارد منتشر شد که هدف آن نقشه‌برداری از ناشناختهٔ کهکشانی و یافتن چگالی فضایی کهکشان‌ها بود.
مجموعه‌ای از پنج ستاره که بالاتر از شبان‌شانه قرار دارند، «ستارگان گرز» هستند که نمایان‌گر گرزی در دست راست شکارچی‌اند. قدر ظاهری این پنج ستاره کم‌تر از شبان‌شانه است.
نقشه‌بردار سراسر مریخ در تاریخ ۸ مه ۲۰۰۳ و ساعت ۱۳ یوتی‌سی تصویر زمین و ماه را به ثبت رساند. این تصویربرداری بسیار نزدیک به بیشترین کشیدگی از خورشید و در فاصله ۰٫۹۳۰ واحد نجومی از مریخ انجام شد. قدر ظاهری در اعداد ۲٫۵- و ۰٫۹+ ذکر شده‌است. در زمان‌های مختلف، قدر واقعی بسته به فاصله و گام‌های زمین و ماه به‌طور قابل توجهی متفاوت خواهند بود.
قدر ظاهری سرةالفرس پرنورترین ستاره این صورت فلکی، ۲٫۱ است. در دسته‌بندی ستارگان بایر (آلفا) آندرومدا نامیده شده‌است.
آلفا سه‌پایه یک ستاره است که در صورت فلکی سه‌پایه قرار دارد. این ستاره درخشان‌ترین ستاره در صورت فلکی سه‌پایهٔ جنوبی است. قدر ظاهری این ستاره ۳٫۲۷ است که به‌اندازه ی کافی روشن است که در مناطق شهری در نیمکره ی جنوبی مشاهده شود. این ستاره به‌اندازه کافی فاصله‌اش نزدیک است تا بتوان با استفاده از شیفت اختلاف منظر دوریش را انداره‌گیری کرد. این بازده حدود ۹۷ سال نوری (۳۰ پارسک) از خورشید، با یک حاشیهٔ خطای ۵٪ اندازه‌گیری می‌شود. آلفا سه‌پایه ستاره قطبی قطب جنوب سیارهٔ تیر است.