Itxurazko magnitude

[thumb|330x330px|[Hiparko Nizeakoa|Hiparko-ren izar-sailkapena distiraren arabera. 1. magnitudearen distira 1 gisa hartuz gero, 2. magnitudekoa 2,512 zenbakiaz eta emaitza 0,631 da, eta 1. magnitudetik 3.era, 2,5122 zenbakiaz zatitu behar da. etabar]]Astronomian, **itxurazko magnitudea** edo **izaria** (m) argizagi (astro) batek Lurretik ikusita duen distiraren neurria da, atmosferarik gabe izango zukeen balioarekin zuzendua. Argizagia geroz eta distiratsuago, orduan eta txikiagoa da bere magnitudea.

Konstelazio bereko izarrak letra grekoez izendatzen dira (α, β, γ, δ, ε, etab.) magnitudearen arabera, hau da, duten itxurazko distiraren arabera (Lurretik ikusten dena, izarraren ezaugarriekin eta distantziarekin erlazionatuta dago). Magnituderik handiena α da, hurrengoa β, etab. Hala ere, Hartz nagusiaren izarrak magnitude berdintsukoak direnez, mantentzen duten posizioaren arabera izendatu dira, benetako neurriei jaramonik egin gabe.

## Historia 
thumb|300x300px|Hiru gauzaki astronomikoren ageriko magnitudea
[ezkerrera|thumb|XIX. mendeko [Hiparko Nizeakoa|Hiparko-ren grabatua, ustez originala zen ametistazko kamafeo batean oinarritua.]]
thumb|Norman Robert Pogson.
Lehen astronomoek ikusmena erabili zuten izarren argia hautemateko, eta haietako askoren distira “neurtu” zuten, haien pertzepzioak konparatuz. K. a. II. mendean, Hiparko Nizeakoak (K.a. 190 - K. a. 120) sei klasetan sailkatu zituen izarrak, distiraren arabera. Baina giza begiak modu logaritmikoan erreakzionatzen du distirarekin, Weber-Fechner-ren legeari jarraituz, eta, beraz, Hiparkoren “neurriak”, kuantifikatzeko orduan, ez datoz bat distirekin, baizik eta distiraren logaritmoekin. Bestalde, Hiparkek zenbaki ordinalak erabiltzen zituen kardinalak erabili beharrean. Horrela, lehenengo magnitudeko izar bat (distira mota bakoitza adierazteko erabili zuen izena) bigarren magnitudeko izar bat baino distiratsuagoa da, etab.

Lehen astronomoen neurriak kuantifikatzean, Norman Pogson (1829-1891) britainiar astronomoak 1856an hiru arau ezarri zituen izarren itxurazko magnitudeak lortzeko eta Hiparckok esleitutako balioak ahal bezain hurbil mantentzeko:

# Itxurazko magnitudea, linealki, l distiraren logaritmo hamartarraren menpe dago.
# Eskala negatiboa da; hau da, zenbat eta handiagoa izan magnitudea, orduan eta txikiagoa izango da distira.
# Itxurazko magnitudean, bost unitateko diferentzia bat 100eko distiraren arteko erlazio bati dagokio. Hau da, l_1 eta l_2 distira eta itxurazko m_2 eta m_1 magnitudeak dituzten bi izarren kasuan, hau bete behar da:
\frac{l_2}{l_1} = 100^\frac{m_2 - m_1}{5} = 2,\!512^{m_2 - m_1}Arau horiekin, formula hau ezar daiteke, Pogson-en formula deritzona, m itxurazko magnitudearentzat: 

Itxurazko magnitudea, beraz, neurri logaritmikoa da, non zenbaki txikienak distira handiago bati dagozkion. Ehun aldiz distira gutxiago (edo objektu bera hamar aldiz urrunago), itxurazko magnitude bost aldiz handiago bati dagokio; 2,512 aldiz distira gutxiago (edo objektu bera 1,58 aldiz urrunago), magnitudea unitate bat murrizteari. Jasotako argi-kantitatea atmosferak norabide horretan duen lodieraren araberakoa denez, itxurazko magnitudea normalizatuta dago atmosferatik kanpo izango lukeen balioaren arabera.

Hasieran, Pogson-ek Iparrizarraren itxurazko magnitudea hartu zuen erreferentziatzat bere eskalarako, eta balio bat eman zion, m = 2. Izar hori aldakorra dela aurkitu zenean, Lira edo Vegako α izarra aukeratu zuen (l_0 = l_{Vega}). Izarra Lurretik 7,67 pc-ra dago, eta itxurazko magnitudea eman zitzaion, m = 0. Gaur egun, magnitude-eskala Harold Lester Johnson (1921-1980) eta William Wilson Morgan (1906-1994) astronomo estatubatuarrek 1953an zehaztasunez neurtutako izar-kopuru batek zehazten du. Helburu praktiko guztietarako, esan daiteke magnitude-eskala Vegari m = 0 esleituz definitzen dela. d =10^\frac{m- M +5}{5}

## Neurketa 
Izar batek igorritako argiaren frekuentzien (edo olatu-luzeren) banaketari buruzko informazioa lortzeko, iragazki batzuk erabiltzen dira, izar baten distiraren neurriak espektro-banda desberdinen arabera hartzeko aukera ematen dutenak. Iragazki multzo batek, behatoki desberdinetatik hartutako neurriak kalibratzeko hautatutako izar batzuekin batera, sistema fotometriko bat osatzen dute. Gehien erabiltzen den sistemetako bat Johnsonena da. Hiru iragazki ditu, U, B  eta V  (UBV sistema fotometrikoa), argi ultramoreari, urdinari eta ikus-bandari (espektro ikusgaiaren erdiko zatia) pasatzen uzten dietenak, hurrenez hurren. Iragazkiak erabiliz neurtutako itxurazko magnitudeak honela adierazten dira: m_F, non Fdagokion iragazkia adierazten baitu. Hala, Johnson sistemaren iragazkien kasuan, itxurazko magnitude hauek ditugu: m_U, m_B eta m_V, nahiz eta, eskuarki,  U, B eta V letrak eurak erabili ohi diren. Itxurazko magnitude horiek dagozkien  M_U, M_B  eta M_Vmagnitude absolutuekin erlaziona daitezke distantzia-moduluaren bidez. Beraz, hauek dira adierazpenak:

U - M_U = 5 \log d - 5B - M_B = 5 \log d - 5V - M_V = 5 \log d - 5

B - V = M_B - M_V

eta M_B eta M_V izarraren propietate intrintsekoak direnez, B-V neurri berri hori ere bada, eta, beraz, ez dago behatzailearekiko distantziaren mende. Espektrokoak ez diren beste banda batzuen itxurazko magnitudeekin kenketak eginez lortutako kantitateari kolore-indize deritzo, eta, ikusi den bezala, izarraren berezko propietate bat adierazten du. Egia esan, espazioan hedatzean argia xurgatuko ez balitz bakarrik izango litzateke baliagarria, baina, izar-argiaren parte bat izarrarteko inguruneak xurgatzen duenez, errealitatean neurtzen diren kolore-indizeak distantziaren araberakoak dira, maiztasun handiagoetako argiak maiztasun txikiagokoenak baino xurgapen handiagoa baitu. Fenomeno horri izarrarteko gorritze deritzo. Kantitate horiei kolore-indize deritze izarraren kolorearen ideia bat ematen dutelako, espektro-banda desberdinetako luminositateen zatidurarekin erlazionatuta baitaude, eta, jakina, hori izarraren kolorearen araberakoa da.

Uhin-luzera guztietan integratutako magnitudea neur daitekeelako kasu idealean, magnitude bolometriko deritzona lortuko genuke (m_{bol} itxurazkoa, , edo M_{bol}absolutua, ). Neurketa hori zaila da, zeren eta, iragazkirik erabiltzen ez bada ere, teleskopioaren optika, neurgailuaren sentikortasuna, etab. iragazki-mota gisa jarduten dute. Horregatik, magnitude bolometrikoa eta sistema fotometrikoetako magnitudeak lortzeko kalibrazio-metodoak behar dira. Era berean, zuzenketa bolomerikoa honela definitzen da: M_{bol} magnitude bolometrikoaren eta M_v ikusmen-magnitudearen arteko aldea, hau da M_{bol} - M_v, eta izarrak espektro ikusgaian igortzen duen energia-frakzioarekin lotuta dago.

## 20 izar distiratsuenen zerrenda, itxurazko magnitudearen arabera 
## Erreferentziak 
## Ikus, gainera 
* Magnitude absolutua
* 

## Kanpo estekak