KADİR
Yıldızların ve diğer gök cisimleri
nin parlaklıklarının bir ölçüsü. Daha
parlak cisimlerin kadir değerleri da
ha küçüktür. Kadir terimi esas olarak
spektrumun görsel bölgesinde olmak
üzere, yakın kırmızı ötesi ve yakın
mor ötesi bölgelerinde de kullanılır.
Görünen Kadir veya görü: en par
laklık (m); bir yıldızın Arz'dan göz
lendiğine göre parlaklığının kadir cin
sinden değeridir. Bu değer yıldızın lü-
minozitesine (Yani gerçek parlaklığı
na), uzaklığına ve yıldızla Arz arasın-
* daki yıldızlararası maddenin absorb-
ladığı ışık miktarına bağlıdır. Eski za
manlarda gözle görülebilen yıldızlar
altı görünen parlaklık sınıfına ayrıl
mıştır: En parlak olanlar birinci ka
dirden ve çıplak gözle seçilebilen en
sönük olanlarsa altıncı kadirden ol
mak üzere. Fakat gelişen teknikle bir
likte daha sönük yıldızlar keşfedildik
çe, bu sistem giderek yetersiz olmaya
başlamıştır.
 Kadir ölçeğini kesinleştirmek için
1856'da İngiliz astronom N.R.Pog-
son, beş kadir arasındaki farkın, tam
olarak 100:1 parlaklık oranına karşı
lık gelmesi gerektiğini teklif etmiştir.
Buna göre aralarında bir kadirlik fark
olan iki yıldızın parlaklıklarının ora
nı 5 >J 100:1, yani 2.512 (Pogson
oranı) olur. Diğerinden iki kadir kü
çük bir yıldız; (2.512)2, yani 6.3 de
fa daha parlaktır, vsfBunu genelleş-
tirirsek, görünen kadirleri m, ve m2
ve görünen parlaklıkları I, ve I2 olan
iki yıldızın bu büyüklükleri arasında,
. m,-mj = 2.51og10(I2/I1)
ilişkisi vardır. Bu şekildeki Pogson öl
çeği, günümüzde evrensel kadir ölçe
ği olarak kabul edilmiştir. Sıfır ve ne
gatif kadirler de kullanılır. Daha bü
yük negatif sayı, daha büyük parlak
lık demektir. Bu ölçek, giderek daha
sönük yıldızların keşfiyle, pozitif yön
de de büyümüştür. Sıhhatli bir şekil
de ölçülebilen en büyük görünen ka
dir, + 25 civarındadır.
Geçici olarak -15 mutlak kadire kadar parlaklığını artıran ve bu du
rumda, sıradan bir novadan yüz defadan daha fazla parlak olan yıldız.
Bir süpernova patlaması esnasında yıldızdaki tüm madde veya maddenin büyük çoğunluğu, yüksek hızlarla uzaya fırlatılır. Patlamanın sebebi,
yıldız evriminin geç safhalarında, kontrolden çıkan nükleer reaksiyon
lardır. Bu patlamadan kalan enkaz genişleyen bir gaz tabakası (süperno va kalıntısı) ile, orijinal yıldızın çöken çekirdeği olan, kompakt bir cisim
(nötron yıldızı veya karadelik)'tir. Süpernovalar, ağır elementlerin nükle-
osentezinde, önemlidir. Bizim galaksimizde süpernova meydana gelme oranı, yüzyılda iki veya üç süpernova olarak hesaplanmıştır.
Yıldızların ve diğer gök cisimleri
nin parlaklıklarının bir ölçüsü. Daha
parlak cisimlerin kadir değerleri da
ha küçüktür. Kadir terimi esas olarak
spektrumun görsel bölgesinde olmak
üzere, yakın kırmızı ötesi ve yakın
mor ötesi bölgelerinde de kullanılır.
Görünen Kadir veya görü: en par
laklık (m); bir yıldızın Arz'dan göz
lendiğine göre parlaklığının kadir cin
sinden değeridir. Bu değer yıldızın lü-
minozitesine (Yani gerçek parlaklığı
na), uzaklığına ve yıldızla Arz arasın-
* daki yıldızlararası maddenin absorb-
ladığı ışık miktarına bağlıdır. Eski za
manlarda gözle görülebilen yıldızlar
altı görünen parlaklık sınıfına ayrıl
mıştır: En parlak olanlar birinci ka
dirden ve çıplak gözle seçilebilen en
sönük olanlarsa altıncı kadirden ol
mak üzere. Fakat gelişen teknikle bir
likte daha sönük yıldızlar keşfedildik
çe, bu sistem giderek yetersiz olmaya
başlamıştır.
 Kadir ölçeğini kesinleştirmek için
1856'da İngiliz astronom N.R.Pog-
son, beş kadir arasındaki farkın, tam
olarak 100:1 parlaklık oranına karşı
lık gelmesi gerektiğini teklif etmiştir.
Buna göre aralarında bir kadirlik fark
olan iki yıldızın parlaklıklarının ora
nı 5 >J 100:1, yani 2.512 (Pogson
oranı) olur. Diğerinden iki kadir kü
çük bir yıldız; (2.512)2, yani 6.3 de
fa daha parlaktır, vsfBunu genelleş-
tirirsek, görünen kadirleri m, ve m2
ve görünen parlaklıkları I, ve I2 olan
iki yıldızın bu büyüklükleri arasında,
. m,-mj = 2.51og10(I2/I1)
ilişkisi vardır. Bu şekildeki Pogson öl
çeği, günümüzde evrensel kadir ölçe
ği olarak kabul edilmiştir. Sıfır ve ne
gatif kadirler de kullanılır. Daha bü
yük negatif sayı, daha büyük parlak
lık demektir. Bu ölçek, giderek daha
sönük yıldızların keşfiyle, pozitif yön
de de büyümüştür. Sıhhatli bir şekil
de ölçülebilen en büyük görünen ka
dir, + 25 civarındadır.
Geçici olarak -15 mutlak kadire kadar parlaklığını artıran ve bu du
rumda, sıradan bir novadan yüz defadan daha fazla parlak olan yıldız.
Bir süpernova patlaması esnasında yıldızdaki tüm madde veya maddenin büyük çoğunluğu, yüksek hızlarla uzaya fırlatılır. Patlamanın sebebi,
yıldız evriminin geç safhalarında, kontrolden çıkan nükleer reaksiyon
lardır. Bu patlamadan kalan enkaz genişleyen bir gaz tabakası (süperno va kalıntısı) ile, orijinal yıldızın çöken çekirdeği olan, kompakt bir cisim
(nötron yıldızı veya karadelik)'tir. Süpernovalar, ağır elementlerin nükle-
osentezinde, önemlidir. Bizim galaksimizde süpernova meydana gelme oranı, yüzyılda iki veya üç süpernova olarak hesaplanmıştır.