(به : ) در علم معیاری برای روشنایی یک است که از آن برای سنجش و مقایسه ستارگان با یکدیگر استفاده می‌شود. هر چه قدر مطلق یک ستاره کوچک‌تر باشد روشنایی آن بیشتر خواهد بود. برای مثال روشنایی یک ستاره با قدر ۲+ از روشنایی یک ستاره با قدر ۳+ بیشتر است. کمترین قدر مطلق ۹- برای و بیشترین مقدار ۱۹ برای است. 
 روشنایی یک ستاره از دید ناظر زمینی که به معروف است، به دو عامل وابسته است: فعالیت ستاره و فاصله آن. هر چه فعالیت و همجوشی یک ستاره بیشتر باشد توانایی نوردهی آن بیشتر بوده و روشنایی آن بیشتر خواهد بود. واحد سنجش درخشندگی در SI وات است. از سوی دیگر با افزایش فاصله ستاره از ناظر روشنایی آن کمتر می‌شود؛ بنابراین به دلیل تأثیر فاصله، خورشید از سایر ستارگان بسیار درخشان تر دیده می‌شود. در محاسبه قدر مطلق ستارگان برای حذف اثر فاصله فرض می‌شود که تمام ستارگان در فاصلهٔ ۱۰ یا ۳۲٫۶ از ناظر قرار دارند. ازاین‌رو قدر مطلق به‌دلیل نیاز به مقیاسی مستقل از فاصله در تعریف شده‌است.
 به عبارت دیگر در مورد اجرام خارج از ، قدر مطلق برابر با جرم آسمانی است به شرط آن‌که در فاصلهٔ ۱۰ یا ۳۲٫۶ از ناظر قرار داده شود و هیچ‌گونه رخ ندهد. قدر مطلق را با M و قدر ظاهری را با m نشان می‌دهند.
 هنگامی که در فاصلهٔ ۱۰پارسِکیِ قرار گیرد، قدری نزدیک به ۴٫۸ خواهد داشت و با چشم غیرمسلح به‌سختی دیده خواهد شد.
 درمورد و ، فاصلهٔ استاندارد برای قدر مطلق ۱۰ پارسِک یا ۳۲٫۶ سال نوری است.
 قدما برای طبقه‌بندی روشنایی ستارگان آن‌ها را در ۶ گروه طبقه‌بندی کردند. هرشل در مطالعات خود کشف کرد که روشنایی یک ستاره از قدر اول ۱۰۰ برابر یک ستاره از قدر ۶ ام است:
 
 از سوی دیگر اگر نسبت درخشندگی دو قدر متوالی از هم ثابت باشد خواهیم داشت:
 
 
 
 که با مقایسه با رابطه اول مقدار a بدست می‌آید:
 
 بدین ترتیب با کاهش یک واحد به قدر ستاره روشنایی آن تقریباً ۲٫۵ برابر می‌شود.
 اکنون در ادامه نسبت روشنایی ستاره‌ای با قدر x از ستاره‌ای با قدر ۶ بدست می‌آید، با یک استدلال ساده ریاضی خواهیم داشت:
 
 از سوی دیگر طبق تعریف برای قدر دو ستاره داریم:
 
 و به صورت مشابه برای ستاره‌ای با قدر x خواهیم داشت:
 
 با حذف عبارت مشترک در دو رابطه اخیر می‌توان رابطه بین درخشندگی و قدر را بدست آورد:
 
 یا به صورت کلی:
 
 یا:
 
 بین قدر مطلق، قدر ظاهری و فاصله رابطه‌ای وجود دارد که بیشتر به مدول فاصله معروف است.
اگر ستاره‌ای با شعاع R دارای توان تابشی W وات باشد در این صورت درخشندگی آن برابر است با:
 
 مقدار درخشندگی قابل رویت این ستاره در فاصله d نیز حاصل پخش توان ستاره بر روی سطح کره‌ای با شعاع برابر با فاصله d خواهد بود:
 
 اگر درخشندگی ستاره را در فاصله ۱۰ پارسک اندازه‌گیری شود خواهیم داشت:
 
 با حذف مقدار W از دو رابطه اخیر خواهیم داشت:
 
 جمله سمت چپ معادله فوق با مقدار قدر ستاره دارای ارتباط زیر است:
 
 اما طبق تعریف همان قدر مطلق ستاره و قدر ظاهری ستاره است:
 
 که با ساده‌سازی رابطه خواهیم داشت:
 در این رابطه M قدر مطلق، m قدر ظاهری و D فاصله برحسب پارسِک است. 
 : ستارهٔ دارای قدر ظاهریِ ۰٫۱۲ و فاصلهٔ ۸۶۰ سال نوری است. در نتیجه قدر مطلق آن:
 برای اجرام منظومهٔ خورشیدی تعریف متفاوتی برای قدر مطلق وجود دارد. در این حالت، قدر مطلق عبارت است از قدر ظاهریِ جرم آسمانی، درصورتی‌که در فاصلهٔ یک هم از خورشید و هم از ناظر قرار داشته‌باشد. ازآنجاکه جرم آسمانی نور خود را از خورشید دریافت می‌کند، قدر مطلق تابعی از زاویهٔ فاز جرم آسمانی است. برای تبدیل قدر مطلق ستارگان یا کهکشان‌ها به قدر مطلق ، باید عدد ۳۱٫۵۷ را از مقدار آن‌ها کم کرد.
 قدر مطلق برخی از مانند ، و … با آن‌ها دارای ارتباط است. در سال ۱۹۱۲، هنریتا لیویت از دانشگاه طی بررسی ۲۵ ستاره متغیر قیفاووسی در متوجه شد که هر چه دوره تناوب یک متغیر قیفاووسی بلندتر باشد، درخشندگی مطلق آن بیشتر است. این یافته در آن زمان کشف بزرگی در فاصله سنجی ستاره‌ها و خوشه‌های ستاره‌ای محسوب می‌شد. در این روش با اندازه‌گیری دوره تناوب می‌توان قدر مطلق ستاره را تعیین کرد و با کمک میانگین قدر ظاهری آن، فاصله ستاره از زمین تعیین می‌شود. چند سال بعد از این روش برای تعیین فاصله زمین از مرکز کهکشان و تخمین واقع بینانه از ابعاد استفاده کرد. در دهه ۱۹۳۰ با جستجوی در کهکشان‌های دیگر توانست فاصله آن‌ها را از زمین به دست آورد.
{"title": "قدر مطلق (اخترشناسی)", "link": "https://fa.wikipedia.org//w/index.php?title=%D9%82%D8%AF%D8%B1_%D9%85%D8%B7%D9%84%D9%82_(%D8%A7%D8%AE%D8%AA%D8%B1%D8%B4%D9%86%D8%A7%D8%B3%DB%8C)&oldid=29346009", "language": "fa"}