Yıldız parlaklıklarını ölçmek için temelde iki çeşit çağdaş yöntem vardır: Birincisi 19. yüzyıl sonlarında başlayan ve bugün çok daha duyarlı hâle getirilen fotograf çekme yöntemidir. Bir yıldızın görünen parlaklığı, fotograf filmi (genellikle cam) üzerinde oluşturduğu görüntünün büyüklüğünden bulunabilir. Parlak bir yıldızın film üzerindeki görüntüsü sönük yıldızın görüntüsünden daha büyük olur (Şekil 4.12). Bunlar "fotografik ışık ölçer" diye bilinen âletlerle ölçülürler. Büyük teleskoplarla ya da daha uzun poz süresi ile çekilen fotograflarla daha sönük yıldızlar kaydedilebilir.
Daha duyarlı ikinci yöntem "fotoelektrik ışık ölçümü" yöntemidir. Işık fotonları ışığa duyarlı bir yüzeye düştükleri zaman, yüzeyden elektron koparırlar. Ne kadar çok foton düşerse o kadar çok elektron koparılır. Bu elektronlar bir iletken telle toplanırsa elektrik akımı oluşur. Bu akımın şiddeti, ışığa duyarlı yüzeye düşen ışığın şiddetinin bir ölçüsüdür. Teleskop, ışığı (parlaklığı) ölçülecek yıldıza yönlendirilir, teleskopun topladığı ışık "fotokatlandırıcı" denen bir aygıtın duyarlı yüzeyine düşürülür. Fotokatlandırıcıda oluşan küçük akım bir yükselteçle ölçülebilir düzeye yükseltilir. Elektronik teknolojisinin son yıllardaki gelişmesi sonucu bu yöntem, TV görüntüsü çekmeye benzer biçimde, fotograf çekiminde de kullanılmaktadır.
19. yüzyıl gök bilimcileri, birinci kadirden yıldızların altıncı kadirden yıldızlara göre 100 kat daha parlak olduğunu buldular. Kadir farkı 5 iken parlaklık oranının 100 olması demek, kadir farkı 1 iken parlaklık oranının 2.512 olması demektir. Çünkü,
(2.512) (2.512) (2.512) (2.512) (2.512) = 100
Bir yıldız diğerinden 2m kadir daha parlaktır demek, (2.5) (2.5) = 6.3 kere daha parlaktır demektir. Kadir farkı ile parlaklık oranı arasındaki ilişki kesin matematiksel formülle ifade edilebilir: Eğer a yıldızının ölçülen ışık şiddeti La, b yıldızının ölçülen ışık şiddeti Lb ve bunlara karşılık gelen kadir değerleri, ma ve mb ise, aradaki bağıntı şudur :
\F(La,Lb) = 100.4(mb-ma)
mb-ma=5 iken La/Lb=100 olduğunu kolayca kanıtlayabilirsiniz. Bu ifadenin en çok kullanılan biçimi ve matematiksel eş değeri şöyledir:
mb-ma=2.5 log\F(La,Lb)
a yıldızı standard olarak seçilirse, yukarıdaki yöntemlerle ölçülen Lb den mb hesaplanır, böylece bütün yıldızların kadirleri standart yıldıza (ya da yıldızlara) ayarlanmış olur.
Bu şekilde tanımlanan matematiksel kadir sınıfına göre, Hipparchus'un 1. kadir sınıfına koyduğu yıldızlardan bir kısmı, aslında sıfırıncı kadirden ya da daha parlaktır. Bugün en büyük teleskoplarla 29 uncu kadire kadar yıldızları kaydetmek (ölçmek) mümkündür. 29 ncu kadirden bir yıldız; 1 nci kadirden bir yıldızdan yaklaşık 160 milyar kere daha sönük, gözün görme sınırı olan 6 ncı kadirden 1,6 milyar kere daha sönüktür.
