Den størrelsesorden system datoer tilbage omkring år 2000, at den Romerske digter Manilius (ikke, som tidligere antaget, den græske astronom Hipparchus eller den Alexandrinske astronom Ptolemæus—referencer variere), der er klassificeret stjerner ved deres tilsyneladende lysstyrke, som de så som størrelse (størrelse betyder “bigness, størrelse”). For det blotte øje synes en mere fremtrædende stjerne som Sirius eller Arcturus større end en mindre fremtrædende stjerne som Mi .ar, som igen synes større end en virkelig svag stjerne som Alcor., I 1736, matematiker John Keill beskrevet de gamle kan ses med det blotte øje størrelsesorden systemet på denne måde:
De faste Stjerner synes at være af forskellig Bignesses, ikke fordi de virkelig er det, men fordi de er ikke alle lige så fjernt fra os. De nærmeste vil udmærke sig i Glans og storhed; de fjernere stjerner vil give et svagere lys og synes mindre for øjet., Dermed opstår Fordelingen af Stjerner, i henhold til deres Ordre og Værdighed, i Klasser; den første Klasse, der indeholder dem, der er tættest på os, er kaldet Stjerner af første Størrelsesorden; dem, der er ved siden af dem, er Stjerner på den anden Størrelsesorden … og så videre, ‘indtil vi kommer til stjernerne i den sjette størrelsesorden, som forstår de mindste stjerner, der kan skelnes med det blotte øje. For alle de andre stjerner, som kun ses ved hjælp af et teleskop, og som kaldes teleskopiske, regnes ikke blandt disse seks ordrer., Selvom’ Sondringen af Stjerner i seks Grader af Størrelsesorden er almindeligt modtaget af Astronomer; men vi er ikke at dømme, at hver enkelt Stjerne er netop at blive rangeret i henhold til en bestemt Bigness, som er en af de Seks; men i virkeligheden er der næsten lige så mange Ordrer af Stjerner, som der er Stjerner, nogle af dem er præcis af samme Bigness og Glans., Og selv blandt de Stjerner, som regnes for den klogeste Klasse, der vises en Række af Størrelsesorden; for Sirius eller Arcturus er hver af dem lysere end Aldebaran eller Bull ‘ s Eye, eller endda end den Stjerne, Spica, og alligevel er alle disse Stjerner regnes blandt Stjernerne i den første Ordre, Og der er nogle Stjerner af sådan en intermedial For, at Astronomerne har adskilte sig på at klassificere dem; nogle at sætte de samme Stjerner i en Klasse, andre i en anden., For eksempel: den lille hund blev af Tycho placeret blandt stjernerne i anden størrelse, som Ptolemæus regnede med blandt stjernerne i første klasse: og derfor er den ikke rigtig nogen af den første eller anden rækkefølge, men burde rangeres et sted mellem begge.
Bemærk, at jo lysere stjernen er, desto mindre er størrelsen: lyse “første størrelse” stjerner er “1.klasse” stjerner, mens stjerner, der næppe er synlige for det blotte øje, er “sjette størrelse” eller “6. klasse”.,Systemet var en simpel afgrænsning af stjernernes lysstyrke i seks forskellige grupper, men gjorde ingen godtgørelse for variationer i lysstyrke inden for en gruppe.
Tycho Brahe forsøgte direkte at måle stjernernes “bigness” med hensyn til vinkelstørrelse, hvilket i teorien betød, at en stjernes størrelse kunne bestemmes af mere end blot den subjektive dom, der er beskrevet i ovenstående citat., Han konkluderede, at første størrelsesorden stjerner målt 2 bueminutter (2′) i tilsyneladende diameter (1⁄30 i en grad, eller 1⁄15 diameteren af den fulde måne), med et andet gennem sjette størrelsesorden stjerner måling 1 1⁄2′, 1 1⁄12′, 3⁄4′, 1⁄2′, og 1⁄3′, hhv. Udviklingen af teleskopet viste, at disse store størrelser var illusoriske—stjerner syntes meget mindre gennem teleskopet. Imidlertid, tidlige teleskoper producerede et falsk disklignende billede af en stjerne, der var større for lysere stjerner og mindre for svagere., Astronomer fra Galileo, at Jaques Cassini forvekslede disse falske diske for den fysiske legemer af stjerner, og dermed i det attende århundrede fortsatte med at tænke på størrelsesorden i forhold til fysisk størrelse af en stjerne. Johannes Hevelius producerede en meget præcis tabel med stjernestørrelser målt teleskopisk, men nu varierede de målte diametre fra lidt over seks sekunders bue for første størrelse ned til knap 2 sekunder for sjette størrelse., På tidspunktet for astronomilliam Herschel erkendte astronomer, at stjernernes teleskopskiver var falske og en funktion af teleskopet såvel som stjernernes lysstyrke, men talte stadig med hensyn til en stjernes størrelse mere end dens lysstyrke., Selv langt ind i det nittende århundrede den størrelsesorden systemet fortsat at blive beskrevet i form af seks klasser bestemmes af tilsyneladende størrelse, hvor
Der er ingen anden regel for at klassificere stjerner, men estimering af iagttageren, og derfor er det, at nogle astronomer regner disse stjerner af første størrelsesorden, som andre anser for at være af den anden.,
imidlertid havde astronomer i midten af det nittende århundrede målt afstanden til stjerner via stjerneparallakse og så forstået, at stjerner er så langt væk, at de i det væsentlige vises som punktkilder til lys., Følgende fremskridt i forståelsen af diffraktion for lys og astronomiske se, astronomer, der fuldt ud har forstået, at både den synlige størrelse stjerner var falsk, og hvordan disse størrelser afhængig af intensiteten af det lys, der kommer fra en stjerne (dette er stjernens tilsyneladende lysstyrke, der kan måles i enheder som watt/cm2), så klareste stjerner viste sig større.,
Moderne definitionEdit
i Begyndelsen fotometriske målinger (lavet, for eksempel, ved at bruge et lys til projektet, en kunstig “stjerne” i en teleskopets synsfelt, og tilpasser det til at matche rigtige stjerner i lysstyrke) viste, at første størrelsesorden stjerner er omkring 100 gange klarere end sjette størrelsesorden stjerner.
Således i 1856 Norman Pogson af Oxford foreslået, at en logaritmisk skala af 5√100 ≈ 2.512 være vedtaget mellem størrelser, så fem størrelsesorden trin svarede præcist til en faktor 100 i lysstyrke., Hvert interval af en størrelse svarer til en variation i lysstyrke på 5 100 100 eller omtrent 2.512 gange. Derfor, en størrelsesorden 1 stjerne er omkring 2.5 gange klarere end en størrelsesorden, 2-star, 2.52 lysere end en størrelsesorden 3-stjernede, 2.53 lysere end en størrelsesorden 4-stjernet, og så videre.
Dette er det moderne størrelsessystem, der måler lysstyrken, ikke den tilsyneladende størrelse, af stjerner. Ved hjælp af denne logaritmisk skala, er det muligt for en stjerne for at være lysere end “first class”, så Arcturus eller Vega er størrelsesorden 0, og Sirius er størrelsesorden -1.46.