स्पष्ट परिमाण

क्षुद्रग्रह 65 साइबेले और दो तारे, उनके परिमाण के साथ

स्पष्ट परिमाण ( $m$ ) किसी तारे या अन्य खगोलीय वस्तु के विकिरण का माप है। किसी वस्तु का स्पष्ट परिमाण उसकी आंतरिक चमक, उसकी दूरी और पर्यवेक्षक की दृष्टि रेखा के साथ अंतरतारकीय धूल के कारण वस्तु के प्रकाश के किसी भी विलुप्त होने (खगोल विज्ञान) पर निर्भर करता है।

खगोल विज्ञान में परिमाण शब्द, जब तक कि अन्यथा न कहा गया हो, आमतौर पर एक खगोलीय वस्तु के स्पष्ट परिमाण को संदर्भित करता है। परिमाण का पैमाना प्राचीन प्राचीन ग्रीक खगोल विज्ञान # ग्रीको-रोमन और स्वर्गीय प्राचीन युग में टॉलेमी के खगोल विज्ञान से मिलता है, जिनकी तारा सूची में पहले-परिमाण वाले तारे (सबसे चमकीले) से लेकर 6वें परिमाण (सबसे कम) तक के तारे सूचीबद्ध थे। आधुनिक पैमाने को इस ऐतिहासिक प्रणाली से निकटता से मेल खाने के लिए गणितीय रूप से परिभाषित किया गया था।

पैमाना रिवर्स लघुगणकीय पैमाने है: कोई वस्तु जितनी अधिक चमकीली होगी, उसकी परिमाण (खगोल विज्ञान) संख्या उतनी ही कम होगी। परिमाण में 1.0 का अंतर चमक अनुपात से मेल खाता है ${\sqrt[{5}]{100}}$ , या लगभग 2.512. उदाहरण के लिए, 2.0 परिमाण वाला एक तारा 3.0 परिमाण वाले तारे से 2.512 गुना अधिक चमकीला है, 4.0 परिमाण वाले तारे से 6.31 गुना अधिक चमकीला है, और 7.0 परिमाण वाले तारे से 100 गुना अधिक चमकीला है।

खगोलीय परिमाण में अंतर एक अन्य लघुगणकीय अनुपात पैमाने, डेसिबल से भी संबंधित हो सकता है: एक खगोलीय परिमाण की वृद्धि बिल्कुल 4 डेसीबल (डीबी) की कमी के बराबर है।^{[citation needed]}^{[importance?]}

सबसे चमकीले खगोलीय पिंडों का स्पष्ट परिमाण नकारात्मक होता है: उदाहरण के लिए, शुक्र -4.2 पर या सीरियस -1.46 पर। अंधेरी रात में नग्न आंखों से दिखाई देने वाले सबसे कमजोर तारों का स्पष्ट परिमाण लगभग +6.5 होता है, हालांकि यह व्यक्ति की दृश्य तीक्ष्णता और क्षैतिज समन्वय प्रणाली और वायुमंडलीय स्थितियों के आधार पर भिन्न होता है।^[1] ज्ञात वस्तुओं का स्पष्ट परिमाण सूर्य से −26.832 तक है और गहरे हबल अंतरिक्ष सूक्ष्मदर्शी में वस्तुओं की +31.5 परिमाण की छवियों तक है।^[2] स्पष्ट परिमाण के मापन को फोटोमेट्री (खगोल विज्ञान) कहा जाता है। फोटोमेट्रिक माप पराबैंगनी, दृश्यमान स्पेक्ट्रम, या अवरक्त इलेक्ट्रोमैग्नेटिक स्पेक्ट्रम#क्षेत्रों में यूबीवी फोटोमेट्रिक प्रणाली या स्ट्रोमग्रेन फोटोमेट्रिक सिस्टम|स्ट्रोमग्रेन यूवीबीβ सिस्टम जैसे फोटोमेट्रिक सिस्टम से संबंधित मानक पासबैंड फिल्टर का उपयोग करके किए जाते हैं।

निरपेक्ष परिमाण किसी खगोलीय वस्तु की स्पष्ट चमक के बजाय उसकी आंतरिक चमक का एक माप है, और इसे उसी रिवर्स लॉगरिदमिक पैमाने पर व्यक्त किया जाता है। निरपेक्ष परिमाण को उस स्पष्ट परिमाण के रूप में परिभाषित किया जाता है जो किसी तारे या वस्तु को दूर से देखने पर होता 10 parsecs (33 light-years; 3.1×10¹⁴ kilometres; 1.9×10¹⁴ miles). इसलिए, तारकीय खगोल भौतिकी में इसका अधिक उपयोग होता है क्योंकि यह किसी तारे की संपत्ति को संदर्भित करता है, भले ही वह पृथ्वी के कितना भी करीब क्यों न हो। लेकिन अवलोकन संबंधी खगोल विज्ञान और लोकप्रिय स्टारगेज़िंग में, परिमाण के अयोग्य संदर्भों को स्पष्ट परिमाण के रूप में समझा जाता है।

शौकिया_खगोलशास्त्र आमतौर पर आकाश के अंधेरे को सीमित परिमाण के संदर्भ में व्यक्त करते हैं, यानी सबसे कमजोर तारे की स्पष्ट परिमाण जिसे वे नग्न आंखों से देख सकते हैं। यह प्रकाश प्रदूषण के प्रसार की निगरानी के एक तरीके के रूप में उपयोगी हो सकता है।

स्पष्ट परिमाण वास्तव में रोशनी का एक माप है, जिसे लूक्रस जैसी फोटोमेट्रिक इकाइयों में भी मापा जा सकता है।^[3]

इतिहास

Visible to typical human eye^[4]	Apparent magnitude	Bright- ness relative to Vega	Number of stars (other than the Sun) brighter than apparent magnitude^[5] in the night sky
Yes	−1.0	251%	1 (Sirius)
	00.0	100%	4 (Sirius, Canopus, Alpha Centauri, Arcturus)
	01.0	40%	15
	02.0	16%	48
	03.0	6.3%	171
	04.0	2.5%	513
	05.0	1.0%	1602
	06.0	0.4%	4800
	06.5	0.25%	9100^[6]
No	07.0	0.16%	14000
	08.0	0.063%	42000
	09.0	0.025%	121000
	10.0	0.010%	340000

परिमाण को इंगित करने के लिए उपयोग किया जाने वाला पैमाना नग्न आंखों से दिखाई देने वाले तारों को छह परिमाणों में विभाजित करने की हेलेनिस्टिक ग्रीस प्रथा में उत्पन्न हुआ। रात के आकाश में सबसे चमकीले तारों की सूची को प्रथम परिमाण का तारा कहा गया ( $m$ = 1), जबकि सबसे कमजोर छठे परिमाण के थे ( $m$ = 6), जो मानव दृश्य धारणा की सीमा है (दूरबीन की सहायता के बिना)। परिमाण के प्रत्येक ग्रेड को निम्नलिखित ग्रेड (एक लघुगणकीय पैमाने) की चमक से दोगुना माना जाता था, हालांकि यह अनुपात व्यक्तिपरक था क्योंकि कोई फोटोडिटेक्टर मौजूद नहीं था। तारों की चमक के लिए इस अपरिष्कृत पैमाने को टॉलेमी ने अपने अल्मागेस्ट में लोकप्रिय बनाया था और आमतौर पर माना जाता है कि इसकी उत्पत्ति हिप्पार्कस से हुई थी। इसे सिद्ध या अस्वीकृत नहीं किया जा सकता क्योंकि हिप्पार्कस की मूल तारा सूची खो गई है। स्वयं हिप्पार्कस द्वारा लिखित एकमात्र संरक्षित पाठ (अराटस की एक टिप्पणी) स्पष्ट रूप से दस्तावेज करता है कि उसके पास संख्याओं के साथ चमक का वर्णन करने की कोई प्रणाली नहीं थी: वह हमेशा बड़े या छोटे, उज्ज्वल या फीका जैसे शब्दों का उपयोग करता है या यहां तक कि पूर्णिमा पर दिखाई देने वाले विवरण का भी उपयोग करता है।^[7] 1856 में, नॉर्मन रॉबर्ट पोगसन ने पहले परिमाण के तारे को एक ऐसे तारे के रूप में परिभाषित करके प्रणाली को औपचारिक रूप दिया, जो छठे-परिमाण वाले तारे की तुलना में 100 गुना अधिक चमकीला है, जिससे आज भी उपयोग में आने वाले लघुगणकीय पैमाने की स्थापना हुई। इसका तात्पर्य यह है कि परिमाण का एक तारा $m$ परिमाण के तारे से लगभग 2.512 गुना चमकीला है $m + 1$ . यह आंकड़ा, सामान्यीकृत निरंतर अंश#उदाहरण 2, पोगसन अनुपात के रूप में जाना जाने लगा।^[8] पोगसन के पैमाने के शून्य बिंदु को मूल रूप से पोलरिस को ठीक 2 का परिमाण निर्दिष्ट करके परिभाषित किया गया था। खगोलविदों को बाद में पता चला कि पोलारिस थोड़ा परिवर्तनशील है, इसलिए उन्होंने मानक संदर्भ तारे के रूप में वेगा पर स्विच किया, और वेगा की चमक को शून्य परिमाण की परिभाषा के रूप में निर्दिष्ट किया। कोई निर्दिष्ट तरंग दैर्ध्य।

छोटे सुधारों के अलावा, वेगा की चमक अभी भी दृश्यमान और इन्फ्रारेड#आईएसओ 20473 योजना तरंग दैर्ध्य के लिए शून्य परिमाण की परिभाषा के रूप में कार्य करती है, जहां इसका वर्णक्रमीय ऊर्जा वितरण (एसईडी) तापमान के लिए एक काले शरीर के करीब होता है। 11000 K. हालाँकि, इन्फ्रारेड खगोल विज्ञान के आगमन के साथ यह पता चला कि वेगा के विकिरण में अवरक्त अतिरिक्त अधिकता शामिल है, जो संभवतः गर्म तापमान (लेकिन तारे की सतह की तुलना में बहुत अधिक ठंडी) पर ब्रह्मांडीय धूल से बनी एक परिस्थितिजन्य डिस्क के कारण होती है। कम (जैसे दृश्यमान) तरंग दैर्ध्य पर, इन तापमानों पर धूल से नगण्य उत्सर्जन होता है। हालाँकि, परिमाण पैमाने को इन्फ्रारेड में आगे तक ठीक से विस्तारित करने के लिए, वेगा की इस विशिष्टता को परिमाण पैमाने की परिभाषा को प्रभावित नहीं करना चाहिए। इसलिए, परिमाण पैमाने को प्लैंक के नियम के आधार पर सभी तरंग दैर्ध्य के लिए एक्सट्रपलेशन किया गया था। एक आदर्श तारकीय सतह के लिए ब्लैक-बॉडी विकिरण वक्र 11000 K परिस्थितिजन्य विकिरण से असंदूषित। इस आधार पर, तरंग दैर्ध्य के एक फ़ंक्शन के रूप में, शून्य परिमाण बिंदु के लिए वर्णक्रमीय विकिरण (आमतौर पर जंस्की में व्यक्त) की गणना की जा सकती है।^[9] स्वतंत्र रूप से विकसित माप उपकरणों का उपयोग करके प्रणालियों के बीच छोटे विचलन निर्दिष्ट किए जाते हैं ताकि विभिन्न खगोलविदों द्वारा प्राप्त डेटा की उचित तुलना की जा सके, लेकिन अधिक व्यावहारिक महत्व परिमाण की परिभाषा को एक तरंग दैर्ध्य पर नहीं बल्कि फोटोमेट्री में उपयोग किए जाने वाले मानक वर्णक्रमीय फिल्टर की प्रतिक्रिया पर लागू करना है। (खगोल विज्ञान)#विभिन्न तरंग दैर्ध्य बैंड पर विधियाँ।

Limiting Magnitudes for Visual Observation at High Magnification^[10]
Telescope aperture (mm)	Limiting Magnitude
35	11.3
60	12.3
102	13.3
152	14.1
203	14.7
305	15.4
406	15.7
508	16.4

आधुनिक परिमाण प्रणालियों के साथ, इस शून्य संदर्भ का उपयोग करते हुए, नीचे दी गई लघुगणकीय परिभाषा के अनुसार बहुत विस्तृत श्रृंखला में चमक निर्दिष्ट की जाती है। व्यवहार में ऐसे स्पष्ट परिमाण 30 (पता लगाने योग्य मापों के लिए) से अधिक नहीं होते हैं। वेगा की चमक रात के आकाश में दृश्य तरंग दैर्ध्य (और अवरक्त तरंग दैर्ध्य पर अधिक) के साथ-साथ चमकीले ग्रहों शुक्र, मंगल और बृहस्पति के चार सितारों से अधिक है, और इन्हें नकारात्मक परिमाण द्वारा वर्णित किया जाना चाहिए। उदाहरण के लिए, आकाशीय गोले का सबसे चमकीला तारा सीरियस, दृश्य में परिमाण −1.4 है। अन्य अत्यंत चमकीले खगोलीय पिंडों के लिए नकारात्मक परिमाण नीचे स्पष्ट परिमाणों की #सूची में पाया जा सकता है।

खगोलविदों ने वेगा प्रणाली के विकल्प के रूप में अन्य फोटोमेट्रिक शून्य बिंदु प्रणाली विकसित की है। सबसे व्यापक रूप से उपयोग की जाने वाली एबी परिमाण प्रणाली है,^[11] जिसमें संदर्भ के रूप में तारकीय स्पेक्ट्रम या ब्लैकबॉडी वक्र का उपयोग करने के बजाय फोटोमेट्रिक शून्य बिंदु निरंतर वर्णक्रमीय प्रवाह घनत्व वाले एक काल्पनिक संदर्भ स्पेक्ट्रम पर आधारित होते हैं। एबी परिमाण शून्य बिंदु को इस प्रकार परिभाषित किया गया है कि किसी वस्तु का एबी और वेगा-आधारित परिमाण वी फिल्टर बैंड में लगभग बराबर होगा।

माप

परिमाण के सटीक माप (फोटोमेट्री) के लिए फोटोग्राफिक या (आमतौर पर) इलेक्ट्रॉनिक पहचान उपकरण के अंशांकन की आवश्यकता होती है। इसमें आम तौर पर समसामयिक अवलोकन शामिल होता है, समान परिस्थितियों में, मानक सितारों का जिनकी परिमाण उस वर्णक्रमीय फ़िल्टर का उपयोग करके सटीक रूप से ज्ञात होती है। इसके अलावा, चूंकि पृथ्वी के वायुमंडल के माध्यम से संचरण के कारण दूरबीन द्वारा वास्तव में प्राप्त प्रकाश की मात्रा कम हो जाती है, इसलिए लक्ष्य और अंशांकन सितारों के वायु द्रव्यमान को ध्यान में रखा जाना चाहिए। आमतौर पर कोई ज्ञात परिमाण के कुछ अलग-अलग तारों को देखेगा जो काफी हद तक समान हैं। लक्ष्य के निकट आकाश में स्थित अंशशोधक तारों को प्राथमिकता दी जाती है (वायुमंडलीय पथों में बड़े अंतर से बचने के लिए)। यदि उन तारों के आंचल कोण कुछ अलग हैं (क्षैतिज समन्वय प्रणाली # परिभाषा) तो वायु द्रव्यमान के एक कार्य के रूप में एक सुधार कारक प्राप्त किया जा सकता है और लक्ष्य की स्थिति में वायु द्रव्यमान के लिए फोटोमेट्री (खगोल विज्ञान) # अंशांकन किया जा सकता है। इस तरह के अंशांकन से चमक प्राप्त होती है जैसा कि वायुमंडल के ऊपर से देखा जाएगा, जहां स्पष्ट परिमाण परिभाषित किया गया है।

खगोल विज्ञान में स्पष्ट परिमाण का पैमाना तारों की प्राप्त शक्ति को दर्शाता है न कि उनके आयाम को। नवागंतुकों को तारों के बीच एक्सपोज़र समय को समायोजित करने के लिए एस्ट्रोफोटोग्राफ़ी में सापेक्ष चमक माप का उपयोग करने पर विचार करना चाहिए। स्पष्ट परिमाण भी संपूर्ण वस्तु पर एकीकृत होता है, भले ही उसका फोकस कुछ भी हो, और सूर्य, चंद्रमा और ग्रहों जैसी महत्वपूर्ण स्पष्ट आकार वाली वस्तुओं के लिए एक्सपोज़र समय को मापते समय इसे ध्यान में रखा जाना चाहिए। उदाहरण के लिए, चंद्रमा से सूर्य तक एक्सपोज़र समय को सीधे स्केल करना काम करता है क्योंकि आकाश में उनका आकार लगभग समान होता है। हालाँकि, यदि शनि की छवि चंद्रमा की तुलना में आपके सेंसर पर एक छोटा क्षेत्र लेती है (उसी आवर्धन पर, या अधिक सामान्यतः, f/#) तो चंद्रमा से शनि तक एक्सपोज़र को स्केल करने से ओवरएक्सपोज़र हो जाएगा।

गणना

ESO के VISTA (टेलीस्कोप) द्वारा ली गई 30 डोरैडस की छवि। इस निहारिका का दृश्य परिमाण 8 है।

सापेक्ष चमक बनाम परिमाण का ग्राफ़

कोई वस्तु जितनी मंद दिखाई देती है, उसके परिमाण को दिया गया संख्यात्मक मान उतना ही अधिक होता है, ठीक 100 के चमक कारक के अनुरूप 5 परिमाण के अंतर के साथ। इसलिए, परिमाण $m$ , फोटोमेट्रिक प्रणाली में $x$ , द्वारा दिया जाएगा

m_{x}=-5\log _{100}\left({\frac {F_{x}}{F_{x,0}}}\right),

जिसे आमतौर पर सामान्य लघुगणक|सामान्य (आधार-10) लघुगणक के रूप में व्यक्त किया जाता है

m_{x}=-2.5\log _{10}\left({\frac {F_{x}}{F_{x,0}}}\right),

कहाँ

F x

वर्णक्रमीय फिल्टर का उपयोग करके मनाया गया विकिरण है

x

, और

F x,0

उस फोटोमेट्रिक सिस्टम#फ़िल्टर के लिए संदर्भ प्रवाह (शून्य-बिंदु) है। चूँकि 5 परिमाण की वृद्धि ठीक 100 के कारक द्वारा चमक में कमी से मेल खाती है, प्रत्येक परिमाण में वृद्धि कारक द्वारा चमक में कमी का संकेत देती है

{\sqrt[{5}]{100}}\approx 2.512

(पोगसन का अनुपात)। उपरोक्त सूत्र को उल्टा करने पर परिमाण का अंतर आता है

m 1 - m 2 = Δ m

का तात्पर्य चमक कारक से है

{\frac {F_{2}}{F_{1}}}=100^{\frac {\Delta m}{5}}=10^{0.4\Delta m}\approx 2.512^{\Delta m}.

उदाहरण: सूर्य और चंद्रमा

सूर्य और पूर्णिमा के बीच चमक का अनुपात क्या है?

सूर्य का स्पष्ट परिमाण −26.832 है^[12](उज्ज्वल), और पूर्णिमा का औसत परिमाण −12.74 है^[13](डिमर)।

परिमाण में अंतर:

x=m_{1}-m_{2}=(-12.74)-(-26.832)=14.09.

चमक कारक:

v_{b}=10^{0.4x}=10^{0.4\times 14.09}\approx 432\,513.

सूर्य लगभग प्रकट होता है 400000पूर्णिमा के चंद्रमा जितना चमकीला।

परिमाण जोड़

कभी-कभी कोई व्यक्ति चमक जोड़ने की इच्छा कर सकता है। उदाहरण के लिए, बारीकी से अलग किए गए दोहरे सितारों पर फोटोमेट्री (खगोल विज्ञान) केवल उनके संयुक्त प्रकाश उत्पादन का माप उत्पन्न करने में सक्षम हो सकता है। केवल व्यक्तिगत घटकों के परिमाण को जानते हुए उस दोहरे तारे का संयुक्त परिमाण ज्ञात करने के लिए, प्रत्येक परिमाण के अनुरूप चमक (रैखिक इकाइयों में) जोड़कर ऐसा किया जा सकता है।^[14]

10^{-m_{f}\times 0.4}=10^{-m_{1}\times 0.4}+10^{-m_{2}\times 0.4}.

के लिए समाधान

m_{f}

पैदावार

m_{f}=-2.5\log _{10}\left(10^{-m_{1}\times 0.4}+10^{-m_{2}\times 0.4}\right),

कहाँ

m f

द्वारा संदर्भित चमक जोड़ने के बाद परिणामी परिमाण है

m 1

और

m 2

.

स्पष्ट बॉयोमीट्रिक परिमाण

जबकि परिमाण आम तौर पर तरंग दैर्ध्य की कुछ सीमा के अनुरूप एक विशेष फ़िल्टर बैंड में माप को संदर्भित करता है, स्पष्ट या पूर्ण बॉयोमीट्रिक परिमाण (एम)_bol) विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम की सभी तरंग दैर्ध्य (क्रमशः वस्तु की विकिरण या शक्ति के रूप में भी जाना जाता है) पर एकीकृत किसी वस्तु की स्पष्ट या पूर्ण चमक का एक माप है। स्पष्ट बॉयोमीट्रिक परिमाण पैमाने का शून्य बिंदु इस परिभाषा पर आधारित है कि 0 मैग का स्पष्ट बॉयोमीट्रिक परिमाण 2.518×10 के प्राप्त विकिरण के बराबर है।⁻⁸वाट प्रति वर्ग मीटर (W·m⁻²).^[12]

पूर्ण परिमाण

जबकि स्पष्ट परिमाण किसी विशेष पर्यवेक्षक द्वारा देखी गई किसी वस्तु की चमक का माप है, वहीं निरपेक्ष परिमाण किसी वस्तु की आंतरिक चमक का माप है। व्युत्क्रम-वर्ग नियम के अनुसार फ्लक्स दूरी के साथ घटता जाता है, इसलिए किसी तारे का स्पष्ट परिमाण उसकी पूर्ण चमक और उसकी दूरी (और किसी भी विलुप्त होने) दोनों पर निर्भर करता है। उदाहरण के लिए, एक दूरी पर एक तारे का स्पष्ट परिमाण उस तारे के समान होगा जो उस दूरी से दोगुनी दूरी पर चार गुना चमकीला तारा होगा। इसके विपरीत, किसी खगोलीय वस्तु की आंतरिक चमक, पर्यवेक्षक की दूरी या किसी विलुप्ति (खगोल विज्ञान) पर निर्भर नहीं करती है।

पूर्ण परिमाण $M$ , किसी तारे या खगोलीय वस्तु को उस स्पष्ट परिमाण के रूप में परिभाषित किया जाता है जिसे दूर से देखा जा सकता है 10 parsecs (33 ly). सूर्य का पूर्ण परिमाण वी बैंड (दृश्य) में 4.83, गैया (अंतरिक्ष यान) में 4.68|गैया उपग्रह के जी बैंड (हरा) और बी बैंड (नीला) में 5.48 है।^[15]^[16]^[17] किसी ग्रह या क्षुद्रग्रह के मामले में, पूर्ण परिमाण $H$ बल्कि इसका अर्थ है कि यदि ऐसा होता तो इसका स्पष्ट परिमाण होता 1 astronomical unit (150,000,000 km) पर्यवेक्षक और सूर्य दोनों से, और अधिकतम विरोध पर पूरी तरह से प्रकाशित (एक विन्यास जो केवल सैद्धांतिक रूप से प्राप्त करने योग्य है, पर्यवेक्षक सूर्य की सतह पर स्थित है)।^[18]

मानक संदर्भ मान

Standard apparent magnitudes and fluxes for typical bands^[19]
Band	$λ$ (μm)	$.mw-parser-output .sfrac{white-space:nowrap}.mw-parser-output .sfrac.tion,.mw-parser-output .sfrac .tion{display:inline-block;vertical-align:-0.5em;font-size:85%;text-align:center}.mw-parser-output .sfrac .num,.mw-parser-output .sfrac .den{display:block;line-height:1em;margin:0 0.1em}.mw-parser-output .sfrac .den{border-top:1px solid}.mw-parser-output .sr-only{border:0;clip:rect(0,0,0,0);height:1px;margin:-1px;overflow:hidden;padding:0;position:absolute;width:1px}Δλ/λ$ (FWHM)	Flux at $m = 0$ , $F x,0$
Band	$λ$ (μm)		Jy	10⁻²⁰ erg/(s·cm²·Hz)
U	0.36	0.15	1810	1.81
B	0.44	0.22	4260	4.26
V	0.55	0.16	3640	3.64
R	0.64	0.23	3080	3.08
I	0.79	0.19	2550	2.55
J	1.26	0.16	1600	1.60
H	1.60	0.23	1080	1.08
K	2.22	0.23	0670	0.67
L	3.50
g	0.52	0.14	3730	3.73
r	0.67	0.14	4490	4.49
i	0.79	0.16	4760	4.76
z	0.91	0.13	4810	4.81

परिमाण पैमाना एक विपरीत लघुगणकीय पैमाना है। एक आम ग़लतफ़हमी यह है कि पैमाने की लघुगणकीय प्रकृति इसलिए है क्योंकि मानव आंख में स्वयं एक लघुगणकीय प्रतिक्रिया होती है। पोगसन के समय में इसे सच माना जाता था (वेबर-फ़ेचनर कानून देखें), लेकिन अब यह माना जाता है कि प्रतिक्रिया एक शक्ति कानून है (see Stevens' power law).^[20] परिमाण इस तथ्य से जटिल है कि प्रकाश एकवर्णी नहीं है। प्रकाश डिटेक्टर की संवेदनशीलता प्रकाश की तरंग दैर्ध्य के अनुसार भिन्न होती है, और यह किस प्रकार बदलती है यह प्रकाश डिटेक्टर के प्रकार पर निर्भर करता है। इस कारण से, यह निर्दिष्ट करना आवश्यक है कि मूल्य को सार्थक बनाने के लिए परिमाण को कैसे मापा जाता है। इस उद्देश्य के लिए यूबीवी प्रणाली का व्यापक रूप से उपयोग किया जाता है, जिसमें परिमाण को तीन अलग-अलग तरंग दैर्ध्य बैंड में मापा जाता है: यू (लगभग 350 एनएम पर केंद्रित, निकट पराबैंगनी में), बी (लगभग 435 एनएम, नीले क्षेत्र में) और वी ( लगभग 555 एनएम, दिन के उजाले में मानव दृश्य सीमा के मध्य में)। वी बैंड को वर्णक्रमीय उद्देश्यों के लिए चुना गया था और यह मानव आंखों द्वारा देखे गए परिमाण के समान ही परिमाण देता है। जब किसी स्पष्ट परिमाण पर बिना किसी अतिरिक्त योग्यता के चर्चा की जाती है, तो V परिमाण को आम तौर पर समझा जाता है।^[21] क्योंकि ठंडे तारे, जैसे कि लाल दानव और लाल बौने, स्पेक्ट्रम के नीले और यूवी क्षेत्रों में बहुत कम ऊर्जा उत्सर्जित करते हैं, उनकी शक्ति को अक्सर यूबीवी पैमाने द्वारा कम दर्शाया जाता है। दरअसल, कुछ तारकीय वर्गीकरण सितारों का अनुमानित परिमाण 100 से भी अधिक है, क्योंकि वे बहुत कम दृश्यमान प्रकाश उत्सर्जित करते हैं, लेकिन अवरक्त में सबसे मजबूत होते हैं।^[22] परिमाण के मापों के लिए सावधानीपूर्वक उपचार की आवश्यकता होती है और समान को समान के साथ मापना अत्यंत महत्वपूर्ण है। 20वीं सदी की शुरुआत और पुरानी ऑर्थोक्रोमैटिक (नीली-संवेदनशील) फ़ोटोग्राफिक फिल्म पर, नीले महादानव रिगेल और लाल सुपरजाइंट बेतेलगेस अनियमित चर तारे की सापेक्ष चमक (अधिकतम पर) मानव आंखों की तुलना में उलट जाती है, क्योंकि यह पुरातन फिल्म अधिक है यह लाल प्रकाश की तुलना में नीले प्रकाश के प्रति संवेदनशील है। इस विधि से प्राप्त परिमाण को फोटोग्राफिक परिमाण के रूप में जाना जाता है, और अब इसे अप्रचलित माना जाता है।^[23] आकाशगंगा के भीतर किसी दिए गए पूर्ण परिमाण वाली वस्तुओं के लिए, वस्तु से दूरी में प्रत्येक दस गुना वृद्धि के लिए स्पष्ट परिमाण में 5 जोड़ा जाता है। बहुत अधिक दूरी (आकाशगंगा से बहुत परे) की वस्तुओं के लिए, यह संबंध K सुधार होना चाहिए और गैर-यूक्लिडियन ज्यामिति के लिए सामान्य सापेक्षता के कारण गैर-यूक्लिडियन दूरी माप होना चाहिए।^[24]^[25] ग्रहों और अन्य सौर मंडल निकायों के लिए, स्पष्ट परिमाण उसके चरण वक्र (खगोल विज्ञान) और सूर्य और पर्यवेक्षक की दूरी से प्राप्त होता है।^[26]