Artikulu hau objektu astronomikoari buruzkoa da; beste esanahietarako, ikus «Izar (argipena)».
Pleiadeak,Taurus konstelazioko izar multzoaEguzkia, Lurretik gertuen dagoen izarra eta gehien ezagutzen dena.
Izarraargizagi bat da, beregrabitazioak loturik mantentzen duenplasmazko gorputz esferiko handia.Gasez (batez erehidrogeno etahelioz) osatua da, eta bere barnean gertatzen direnerreakzio termonuklearretatik ateratako energiaz egiten du distira.[1]Eguzkia daLurretik hurbilen dagoen izarra eta Lurraren energia iturri nagusia,argi energiarena barne. Beste izar asko begi hutsez ikus daitezke Lurretikgaua denean; Lurretik oso-oso urrun daudenez, puntu finko txiki gisa ageri dira zeruan. Historikoki, izarrik nabarmenenakkonstelazio etaasterismotan taldekatu dira, eta izarrik distiratsuenek berezko izena jaso dute. Astronomoekizar-katalogoak egin dituzte ezagutzen diren izarrak identifikatu etaizarren nomenklatura estandarra emateko. Hala ere,Unibertsoan dauden izar ia guztiak, guregalaxia denEsne Bidetik kanpo dauden guztiak barne, Lurretik ezin dira ikusiteleskopiorik erabili gabe; are gehiago, teleskopio oso indartsuak erabilita ere, izar gehienak ezin ditugu ikusi ere egin.
Euren bizitzaren zati handi batean zehar izarrek distiratzen dute euren erdigune beroanfusio nuklearra gertatzen delako. Fusioa da izarrek beren kanpo geruzetatik etengabe kanporatzen dutenenergiareniturburu.Hidrogenoa etahelioa baino astunago diren iagai guztiak izarretako erdigunean sortzen dira,izar-nukleosintesi deitzen den prozesuan, edo euren bizitza amaitu osteansupernoben bidez izarrek eztanda egiten dutenean. Bere bizitzaren amaiera aldera izar batekmateria endekatua izan dezake.Astronomoek izar batenmasa, adina,metaltasuna (osaketa kimikoa) eta beste hainbat ezaugarri jakin ditzakete izarrakespazioan zehar duen mugimendua,argitasuna etaespektroa aztertuta. Izar baten masa da bereeboluzioa eta amaiera aurresateko ezaugarririk garrantzitsuena. Izarren ezaugarri batzuk, hala nola diametroa eta tenperatura, denborarekin aldatzen dira, eta izarrak inguruan duenak bere errotazio eta mugimenduari eragiten dio.
Gizakiek marrazkiak ikusi dituzte izarretan antzinarotik.[2]1690ko marrazki honetanLeo ikus daiteke, lehoia,Johannes Heveliusen interpretazioan.[3]Leo benetan ikus daitekeen bezala, lerroa gehituta.
Antzinatik izan dira izarrak garrantzitsuak kultura gehienetan, denetan ez esatearren; bai arrazoi erlijioso edo/eta kulturalengatik, orientazio lanabes gisa, egutegiak zehazteko... Antzinaroko astronomo askok uste zuten izarrak finko zeudelaesfera zeleste batean eta ez zirela aldatzen. Konbentzioz, astronomoek izarrak konstelaziotan taldekatu izan dituzte, etaplaneta etaEguzkiaren posizioa konstelazio horiekiko kalkulatu izan dute.[2] Eguzkiak hondoko izarrekiko etahorizontearekiko zuen mugimenduaegutegiak osatzeko erabili da, eta honek garrantzia berezia zuennekazaritzan.[4] Adibidez, gaur egun munduan oso zabaldua denGregoriotar egutegia, lurrak eguzkiarekiko duen posizio erlatiboan oinarritzen da.
Ezagutzen denAntzinako Greziako astronomiaren lehen izar-katalogoaAristilok sortu zuen K.a. 300. urtea inguru,Timokares Alexandriakoaren laguntzarekin.[8]Hiparko Nizeakoak K.a. II. mendean egindako katalogoak 1020 izar zituen, etaPtolomeoren izar-katalogoa osatzeko erabili zen.[9]Demokrito etaEpikuro greziar filosofoek izarrak beste eguzki batzuk zirela eta haien inguruan beste lur batzuk izan zitzaketela argudiatu zuten.[10] Hiparko Nizeakoa izan zen lehennobaren aurkitzailea.[11] Greziako astronomiatik jaso ditugu konstelazio askoren gaur egungo izenak. Hala ere, Greziako mitologiarekin konstelazioen izenak azaltzeko egin diren saiakerak auto-erreferentziak izan ohi dira, eta antzinako beste jakintza batetik datozela proposatu dute hainbat ikerlarik.[7] Horrela, baliteke Europan zehar egondako hainbat kondairen arabera eraiki izana jakintza hau, eta Grezian egindakoa berrinterpretazio bat baino ez izatea.[12] Zehazki, konstelazio nagusietako batzuekgreziar mitologiarekin harreman zuzenik ez izateak, etahartz baten figura zeruan jarri izanak ohitura aurreindoeuroparrekin izango luke harremana, adibidezEuskal mitologian hartzak duen paperarekin.[13][14]
Orokorrean zeruak aldakorrak ez zirela pentsatzen bazen ere,Txinako astronomoek bazekiten izar berriak ager zitezkeela.[15]185. urteansupernoba bat erregistratu zuten lehenak izan ziren, gaur egunSN 185 gisa ezagutzen duguna.[16] Historian erregistratutako izar eztandarik distiratsuenaSN 1006 supernoba izan zen,Ali ibn Ridwan astronomo egiptoarrak eta hainbat txinatar astronomok ikusi zutena1006an.[17]SN 1054 supernoba,Karramarroaren nebulosa sortuko zuena, Txinako eta mundu islamiarreko astronomoek ikusi zuten.[18][19][20][21]
XI. mendeanAbu Ryhan Biruni persiarpolimata eta ikertzaileakEsne Bidea izar nebulosen ezaugarriak zituen fragmentu askoz osatutako gorputz bezala deskribatu zuen, eta hainbat izarren latitudeak eman zituen 1019koilargi eklipsea baliatuz.[24]Al-AndaluskoIbn Bajja astronomoak lehen aldiz proposatu zuen Esne Bidea izar askoz osatutako gorputza zela, hain gertu bata bestearengatik ezen ia uki baitzitezkeen, eta jarraikortasuna Ilargia baino gertuago zegoen materialak eragiten zuenerrefrakzioaren ondorio zela. Froga gisa,1106. urtekoJupiter etaMarteren konjuntzioan behatutakoa aipatu zuen.[25]
Tycho Brahe astronomoak izar berriak identifikatu zituen zeruan, beranduagonovae izena izango zutenak, zerua aldakorra zela ondorioztatuz. 1584anGiordano Brunok proposatu zuen beste izarrak Eguzkia bezalakoak zirela, eta aukera bat zela besteplaneta batzuk egotea izar horien orbitan, zeintzuen artean egon zitezkeen Lurraren antza zutenak.[26] Ideia hori lehenagoDemokrito etaEpikuro Greziako filosofoek ere proposatu zuten,[10] bai etaFakhr al-Din al-Razi islamiar kosmologoak ere.[27][28]XVII. mendean Eguzkia izar bat zelako adostasun zabala zen jada. Hala ere, ez zen ulertzen zergatik izar horiek ez zuten Eguzki-sistema erakartzen, beste gorputzek bezala.Isaac Newtonek proposatu zuen izarrak modu berean zeudela sakabanatuak norabide guztietan,Richard Bentley teologoak ere bultzaturiko idea.[29]
Geminiano Montanari italiar astronomoakAlgol izarraren argitasun aldaketak behatu zituen 1667an.Edmond Halleyk bi izarren arteko mugimenduaren lehen neurketak argitaratu zituen, eta frogatu zuenPtolomeo etaHiparko greziar astronomoen garaitik izar haien posizioak aldatu egin zirela.[26]
William Herschel izan zen lehen astronomoa zeruan izarrek duten banaketa zehazteko saiakera egiten. 1780ko hamarkadan hainbat lerro zehaztu zituen 600 norabidetan, eta bakoitzean ikus zitezkeen izarrak kontatu zituen. Izar kopurua norabide batean handiagoa zela ondorioztatu zuen, Esne Bidearenzentro galaktikoaren norabidean, hain zuzen ere.Bere semeJohn Herschelek ikerketa berriro egin zuenhego hemisferioan eta norabide berdinean hazten zela ikusi zuen.[30] Ikerketa honetan William Herschelek ikusi zuen izar batzuk ez daudela bakarrik norabide berean, baizik etasistema bitarrak osatzen dituztela.
Izar bateraino (61 Cygni 11,4argi-urtera) dagoen distantziaren lehen neurketa zuzena 1838an egin zuenFriedrich Besselek,paralaxi teknika erabiliz. Paralaxiak demostratu zuen izarren arteko distantzia zein handia den.[26] Izar sistema-bitarren behaketek garrantzia irabazi zuten XIX. mendean zehar. 1834an Besselek Sirius izarraren berezko mugimenduan aldaketak ikusi zituen eta ezkutuko kide bat zuela ondorioztatu zuen.Edward Pickeringek lehenengo bitar espektroskopikoa aurkitu zuen 1899an,Mizar izarra 104 egunetan zehar aztertuz eta espektroak periodikoki banatzen zirela ikusiz.Friedrich Georg Wilhelm von Struve etaSherburne Wesley Burnham astronomoek egindako behaketa zehatzei esker izarrenmasa kalkulatu ahal izan zen,orbitaren elementuak konputatuz. Izar sistema-bitarren orbitak deribatzeko buruketaren lehen soluzioakFelix Savaryk eman zituen 1827an.[32]
Izarren egitura fisikoari buruzkolan teoriko garrantzitsuak egin ziren XX. mendearen lehen hamarkadetan.1913anHertzsprung-Russell diagrama garatu zen, izarren ikerketaastrofisikoa abiatuz. Izarren barnealdean gertatzen dena eta izarren eboluzioa ulertzeko ereduak garatu ziren.Cecilia Payne-Gaposchkinek1925an aurkeztutako doktoretza-tesian izarrak batez erehidrogeno etahelioz osaturik zeudela proposatu zuen.[34] Fisika kuantikoaren garapenarekin izarren espektroak ulertzeko aukera berriak lortu ziren. Horrela, izarren atmosferaren konposizio kimikoari buruzko ezagutza lortu zen.[35]
Supernobak kenduta, izar indibidual ia gehienakTalde Lokalaren parte dira,[36] eta bereziki Esne Bidearen alderdi ikusgarrian daudenak.[37] Hala ereVirgo Kumuluan dagoenM100 galaxiako izar batzuk ere indibidualki ikusi dira, Lurretik 100 milioi argi urtera[38]Virgo Superkumuluan hainbatizar-multzo ikus daitezke, eta gaur egungo teleskopioek aukera dute Talde Lokaleko hainbat izar ikusteko.[39]
Perseus konstelazioaren ilustrazio bat, Johannes Heveilusen 1690ean argitaratutako izar-katalogotik. Izarrak konstelazioen arabera izendatzen dira, zeru zatien mapak egiteko aukera erraztuz. Adibidez, izen propioa duenAlgol izarrariβ Persei izena ere ematen zaio.
Zeruko izarrik distiratsuenek,planeta batzuk tartean, hainbat kulturatakomitologia izenak dituzte,[40] greziarrak, latinak eta arabiarrak asko. Askok izen desberdinak dituzte munduan barrena, tokian tokiko izen propioak.
Azken 2000 urteetan 300 izar ingururi eman zaie izena, gehienak mitologiarekin zerikusia dutenak. Begi hutsez 4000 izar inguru ikus litezke lurrekohemisferio bakoitzean. Astronomia katalogoetan miloi batzuk badira. GureEsne Bidean bilioi batzuk badaude eta unibertsoan dagoen izar kopurua zenbaezina da. Beraz astronomoak aurkitzen diren izar guztiak behar bezala sailkatzen saiatzen dira.
Johann Bayer alemaniar astronomoak konstelazio bakoitzean izarrei izena emateko greziar hizkiak erabiltzen zituen izendapena sortu zuen. Geroago,John Flamsteedek zenbakiak zerabiltzan sistema sortu zuen. Ordudanik sistema desberdin ugari erabili izan dira, izar katalogoak azaldu ziren arte. Gaur egunNazioarteko Astronomia Elkartea da izar berriak izendatzeko gaitasuna duen erakunde bakarra.
Gerora izarra kokatzeko balio duen izena ematen diote astronomoek izarrari. Daudenkonstelazioaren izenari greziar alfabetoko hizki bat jartzen zaio aurretik. Izarrik distiratsuenarialfa izena ezartzen zaio konstelazioarenaren aurretik, hurrengoaribeta... Adibidez:Betelgeuse izarrari, Orion konstelazioko izarrik distiratsuenari,Alfa Orionis ere deitzen zaio. Greziar alfabetoko hizkiak bukatzen direnean, zenbakiak erabiltzen dira.
Baina izar kopurua hain handia denez, Nazioarteko Astronomia Elkarteak sistema ezberdina darabil izar berrientzako: laburdura bat eta sinbolo batzuk. Laburdurak izar mota edo izarrari buruzko informazio duen katalogo bat adierazten du. Adibidez: PSR J1302-6350;PSR zatiakpultsarra dela adierazten du;Jk, ordea,J2000 izenekokoordenatu sistema erabiltzen dela adierazten du; eta zenbakiak koordenatuak dira.
Izar aldakorreiRR Lyrae edoTT Arietis izena ematen zaie;Lyrae etaArietis konstelazio horietan daudela esan nahi du, eta hasierako hizki bikoiztuak aurkitzen diren eran sailkatzeko balio du;AA konstelazio batean aurkitutako lehen izar aldakorra da.ZZ hizkira iritsitakoan, zenbakiak erabiliko lirateke.
Izarren ezaugarri gehienakNazioarteko Unitate Sistemak adostutako unitateetan ematen dira,CGS unitateak ere erabiliak izan arren. Masa, argitasuna eta erradioa adierazteko ohikoa da eguzki unitateak erabiltzea. 2015ean NAEk hainbat eguzki-balionominal definitu zituen, NUS konstanteetan neurtuak, zehazgabetasuna murrizteko asmoz:
Eguzkiaren masaez zen esplizituki definitu, ez dagoelako zehaztasun osorikNewtonen konstante-grabitazionalaren () balioaren inguruan. Hala ere, Newtonen grabitazio konstantearen eta eguzkiaren masaren biderketaren balioa ezaguna denez () zehaztasun handiagoarekin, NAEk eguzkiaren masanominala honela definitu zuen:
Argitsun, erradio eta masaren parametroak alda badaitezke ere etorkizunean, behaketak direla eta, 2015eko NAEren balio nominalak konstante mantenduko dira beste izarren parametroak neurtu ahal izateko.
Luzera handietarako, erraldoi baten erradioa adierazteko adibidez,Unitate astronomikoak ere erabiltzen dira, hau da, Eguzkia eta Lurraren arteko distantzia. Normalki 150 milioi kilometro aipatzen badira ere neurri honetarako, neurketa zehatza honakoa da: 149.597.870.700m.[41]
Izarren ziklo ezberdinak erakusten duen irudia, masaren arabera egin ditzaketen ibilbideekin
Izarrak espazioak materia-dentsitate handiagoa duten eskualdetan sortzen dira. Eskualde haueklaino molekular gisa ezagutzen dira, eta batez erehidrogenoz osaturik daude, %23 edo %28 artean helioa delarik eta, kopuru txikietan, elementu astunagoak. Gaur egun horrelako izarren sorrera guneak badaude, adibidezOriongo Nebulosa.[42] Izar gehienak dozenaka edo ehunka milakako taldeetan sortzen dira[43] Talde horietako izar masiboek indar nahikoa izan dezakete lainoari berari argia emateko, hidrogenoaionizatuz etaH II eskualdeak sortuz.[44] Efektu horrek lainoa bera eraldatzen du, eta izar gehiago sortzea ekidin dezake.
Izar gehienek euren existentziaren denbora gehienasekuentzia nagusian ematen dute, hidrogenoa helioan bilakatuz,fusio nukleararen bidez. Hala ere, izarren masak propietate ezberdinak ematen dizkie euren garapenaren une ezberdinetan. Izar baten azken unea ezberdina da izarrak duen masaren arabera, eta euren inguruan duten eragina edo duten argitasuna ere faktore honek mugatzen du. Horregatik, astronomoek izarrak euren masaren arabera sailkatu ohi dituzte:[45]
Masa oso baxuko izarrak, eguzkiaren masa (M☉) baino 0,5 aldiz txikiagoak direnak, sekuentzia nagusian dagoen bitartean helioa oso sakabanatua dute eta konbekzioa ematen da izar guztian zehar. Ez dira inoizerraldoi gorri bilakatzen, eta fusio nuklearra gelditzen deneannano zuri bilakatzen dira, pixkanaka hoztuz hidrogenoa amaitzen den heinean.[46] Hala ere, 0,5M☉ duten izarren bizitzaUnibertsoaren adina baino luzeagoa denez, ez da izarrik heldu oraindik nano zuri izateko unera.
Masa baxuko izarrak 0,5 M☉ eta 1,8–2,5 M☉ artean duten izarrak dira, euren konposizioaren arabera. Erraldoi gorritan bilakatzen dira euren nukleoko hidrogeno guztiahelioagatik aldatzen denean, eta helio hori erretzen hasten direneanhelio flash gisa.Karbono-oxigeno nukleo dengeratu bat sortzen dute gero eta, azkenean, eztanda egiten dute kanpoko geruzaknebulosa planetario gisa jaurtiz espaziora, eta nukleoanano zuri gisa utziz.
Masa ertaineko izarrak 1,8–2,5 M☉ eta 5–10 M☉ artean dauden izarrak dira, eta masa baxukoek dituzten faseak izaten dituzte, baina denbora tarte erlatiboki labur batean osteanerraldoi gorriaren fasean helioa erretzen hasten dira flashik gabe, karbono-oxigeno nukleo degeneratu bat sortzen duten arte euren fase gorrian.
Izar masiboak orokorrean 7–10 M☉ (edo gutxiago, 5–6 M☉ inguru) duten izarrak dira. Euren hidrogenoa bukatu ostean supererraldoi gorrietan bilakatzen dira eta helioa baino pisutsuagoak diren elementuak sortzeari ekiten diote. Euren bizitzaren amaieran nukleoak kolapsoa jasaten du etasupernoba eran lehertzen dira.
Molekula-hodei batean du jatorria izarrak eta grabitate ezegonkortasunak bultzatzen du bere sorrera. Ezegonkortasunaren jatorria supernoben leherketa edo bi galaxien arteko talkak eragiten du sarri. Gune horretan dentsitatea behar adina handia denean,Jeansen ezegonkortasuna, bere grabitate indarraren ondorioz kolapsatu egingo da.[47]
Lainoa kolapsatzen den heinean,Bok globuloak izeneko hauts eta gasezko gorputz trinkoak eratzen dira. Hauek 50 eguzki-masatik gora izan ditzakete. Globulua kolapsatu eta dentsitatea handitzen doan eran grabitate indarra bero bilakatzen da eta tenperaturak gora egingo du. Proto-izarraren lainoakoreka hidrostatikoa lortzen duenean, proto-izarra sortzen da erdigunean.[48] Sekuentzia nagusi aurreko izar hauek proto-planeta disko batek inguratzen ditu sarri. Grabitazio-kontrakzioak 10-15 milioi urte inguru irauten ditu.
2 eguzki masa baino txikiagoak direneiT Tauri izarrak deritzate eta handiagoeiHerbig Ae/Be izarrak. Izar jaioberriek bere errotazio ardatzetik gas zorrotadak isurtzen dituzte,Herbig-Haro izenez ezagunak diren nebulosa txikiak sortuz.[49][47]
Izarrek beren bizitzako denboraren % 90 ingurufusio bidez hidrogenoa helio transformatzen iragaten dute, prozesu horretan bero eta presio altuko erreakzioak sortuz. Fase honetan dauden izarrak sekuentzia nagusian daudela esaten da etanano deitzen zaie. Izarraren sekuentzia nagusiak irauten duen denbora bere masa eta «argitasuna»k baldintzatzen dute. Eguzkiaren kasuan 10.000.000.000 urte duela aurreikusten da. Izar handiek erregaia oso azkar erretzen dute eta bizitza oso laburra dute. Izar txikiek ordea,nano gorri deituak, erregaia oso poliki erretzen dute eta biziraupen oso luzea dute, ehunka bilioi urte. Beraien bizitzaren bukaeran argitasuna galtzen doaz poliki,nano beltz bilakatuz. Halere, nano beltzen biziraupena egun unibertsoari estimatzen zaion adina baino handiagoa denez, 13,7 bilioi urte, oraindik ez da halako izarrik dagoenik aurreikusten.
Izar guztiek sortzen dute izar-haizea, espaziorantzako gas isurketa etengabearen iturburu. Izar gehienetan galdutako masa kopurua arbuiagarritzat har daiteke. Eguzkiak urtero 10-14 eguzki masa galtzen ditu, hau da, bere bizitza osoan zehar masa guztiaren % 0,01 galduko luke. Izar oso handiek nabarmenagoa dute masa galera, 10-7 edo 10-5 masa inguru galtzen baitute urtero, beraien eboluzioaren ondorio den jarioa. Beraien bizia 50 eguzki-masa baino gehiagorekin hasten duten izarrek masaren erdia ere galdu dezakete sekuentzia nagusian dauden bitartean.
Masa ez ezik, helioa ez den beste elementu pisutsuen kontzentrazioak ere, metalikotasunak alegia, garrantzi handia du izarraren bilakaeran.
0,4eguzki-masa baino gutxiago duten izarrek erdiguneko hidrogenoa kontsumitzen dutenean, kanpo geruzak zabaldu eta hoztu egiten dira,erraldoi gorri bat sortuz. 5 milioi urte barru, eguzkia erraldoi handi bilakatzen denean,Artizarra etaMerkurio irentsiko dituela aurreikusten da.
Erraldoi gorri batean fusioak nukleoa inguratzen duen geruza batean jarraitzen du. Orduan nukleoa helioaren fusioa hasteraino konprimituko da, izarraren erradioa txikitu eta gainazaleko tenperatura igoz. Izarrak nukleoko helioa kontsumitu ondoren, fusioak karbono eta oxigenozko nukleotik kanpo jarraituko du. Orduan izarrak hasierako erraldoi gorriaren antzeko garapena jasango du, baina gainazal beroagoaz.
Helio erretze fasean, 9 eguzki-masa baino gehiago dituzten izarrek supererraldoi gorriak eratzeraino zabaltzen dira. Nukleoko erregaia erre ondoren, helioa baino pisutsuagok diren elementuak fusionatzen jarrai dezakete. Nukleoa konprimitu egingo da, tenperatura eta presioa igoaz, karbonoa fusionatzeko gai izan arte. Prozesuak jarraipena izango du, oxigenoa, neoia, silizioa eta sulfuroa erreaz. Bizitzaren bukaeran fusioa izarraren kanpo geruzetan gertatzen da. Geruza bakoitzak elementu bat erretzen du; kanpokoenak hidrogenoa, barrukoak helioa, eta abar.
Izarraren bizitzaren bukaera burdina sortzen hasten denean iristen da. Burdinazko nukleoa fusionatuz gero ez da energia igortzen, kontsumitu baizik. Izar oso handietan burdina pilatuko da nukleoan. Elementu pisu hauek kanpo geruzetara irten litezke, izarra inguratzen duten objektuak sortuz,Wolf-Rayet izar bezala ezagunak direnak eta kanpo atmosfera argitzen duen izar-haize trinkoa dutenak.
Tamaina ertaineko izar garatu batek, 1,4 eguzki-masa baino txikiagoa, planeta nebula bezala askatuko ditu kanpo geruzak. Kanpo geruzak askatu ondoren geratzen den objektu txikia ez da konpresio gehiago jasateko gai etanano zuri deitzen zaio. Nano zuriaren barruko materiak ez du plasma izaten jarraituko, izarrak normaleanplasmazko esfera kontsideratu arren. Nano zuriaknano marroi bilakatuko dira, eta azkeniknano beltz denbora epe oso luzean.
1,4 eguzki-masa baino gehiago dituzten izarretan, leherketaren ondoren burdinazko nukleoaren handitzeak bere masa jasateko gai ez den arte iraungo du fusioak. Nukleoa bat-batean kolapsatuko da, eta elektroiak protoien barrura bultzatuak izango dira, neutroi etaneutrinoak sortuz. Bat-bateko kolapso honek sortutako uhin astinduak izar guztiasupernoba eran leherraraziko du. Supernobak denbora labur batez izarraren jatorri-galaxia osoa argitzeraino dira distiratsuak. Izar berri bezala identifikatuak izan dira historian zehar esne bidetik at zeuden supernobak, begi hutsez ikusi zitezkeenak behintzat.
Supernoben leherketan materiaren gehiengoa kanpora jaurtikiko da eta erdigunean geratzen denaneutroi izar bilakatuko da, batzuetanpulsar edoX-izpi leherketa, baitazulo beltz ere 3 eguzki-masa baino gehiago dituzten izarretan. Neutroi-izar batean materia ez da gehiago plasma izango.
Hiltzen ari diren izarrek kanporatutako geruzek izar berrien sorreran berrerabiltzen diren elementu astunak dituzte, planeten sorrera bideratuz. Izarrarteko materiaren eraketan garrantzi handia dute izar handien supernoba eta izar-haizeak.
Izar gehienek mila milioi bat eta 10 mila milioi urte bitarteko adina dute. Batzuek 13,7 mila milioi urte dituzte, hau da, unibertso ezagunaren adina.
Izar handienak dira bizitza laburrena dutenak, erdigunean dagoen presio ikaragarriak hidrogenoa beste izarretan baino lasterrago erretzea eragiten baitu. Izar handienen bizitza milioi bat urte ingurukoa da; aldiz, masa txikiena dutennano gorriek hidrogenoa motelago kontsumitzen dutenez ehun mila milioi urte iraun dezakete.
Astronomianhelioa baino pisutsuagoak diren elementuak metal elementu kontsideratzen dira, eta elementu hauen kontzentrazio kimikoari metaltasuna deritzo. Metaltasunak izarraren atmosferako burdin kopurua adierazten du orokorrean, burdina oinarrizko elementua denez neurtzen erraza baita. Izarrak etengabesupernoben leherketek igorritako elementu pisutsuz hornitzen direnez, burdin kopurua izarraren adina neurtzeko erabiltzen da. Elementu pisutsuen kopurua izarrak planeta sistema bat izan dezakeen jakiteko ere balio du.
Metaltasunak,eremu magnetikoen sorrera, izarrak bere erregaia erretzeko behar duen denbora etaizar-haizearen indarra baldintzatzen ditu.
Izar zaharrek gazteek baino metaltasun txikiagoa dute, sortu ziren lainoaren konposaketa dela medio.
Izar baten hastapenetan bere konposaketa, osagaien masa kontutan izanik, honako hau da:
% 70 hidrogenoa;
% 28 helioa;
% 2 beste elementu pisutsuago batzuk (elementu metalikoak).
Eguzkiak, helioa eta hidrogenoa ez ezik, osagai ditukarbonoa,oxigenoa,nitrogenoa etaburdina ere. Eguzkiaren metalikotasuna 0,02 da; beraz, izar horren masaren % 2a dira metal elementuak. Ezagutzen den burdin kopuru baxuena duen izarra HE 1327-2326 nanoa da, eguzkiaren 1/200.000 burdin kopurua baitu.
Izarren diametroa ez da konstantea, beraien bizitza fasearen arabera aldatzen baita.Izar aldakor periodikoek masa aldakorra dute;RR Lyrae,Cepheides etaMira izarrek, adibidez.
Lurretik oso urruti daudenez eguzkia ez beste izarrak puntu soil bezala ikusten dira lurretik behatuta. Izarren kanpo diskoa txikiegia dateleskopio optiko arrunt batekin ikusi ahal izateko,interferometro-teleskopio bat behar da behaketarako.
Izarren masa 0,08–120 eguzki-masa bitartekoa da. Masak izarraren bizitza baldintzatzen du, izar handi baten bizitza oso laburra izango baita, oso argitsua izan arren.
Ezagutzen den izarrik handienetakoaEta Carinae da, 100–150 eguzki-masakoa. Bizitza oso laburra du, milioika urte batzukoa soilik.
Izar guztiek egiten dute bere buruaren inguruan bira.Errotazio abiadura, zahartzen doan eran, txikitu egiten da, eta izarraren izaera —sinplea,bitarra edoanizkoitza— baldintzatzen du.
Izarra objektu solidoa ez denezdiferentzial-errotazioa du, errotazio abiadura ezberdina baitutelatitude ezberdinetan dauden bi puntuek. Izar gazteen errotazio abiadura, ekuatorean, 100 km/s izan liteke. 300 km/s hartzen da izarra desegingo lukeen abiadura kritikotzat. Eguzkiak 25-35 bira egiten ditu egunero; haren ekuatore abiadura 1,994 km/s da.Achemar izarrak, ordea, 225 km/s abiadura du ekuatorean.
Masa konpaktuko objektu izateraino eraldatzen diren izarrak, errotazio abiadura handitzen dute erradioa txikitzean, nahiz eta abiadura hau ez izanmomentu angeluarraren kontserbazio legeak aurreikusi bezain handia. Izarraren momentu angeluar galera izarrarteko haizeak galarazitako masaren ondorio da hein handi batean.Pulsar baten errotazioa oso garaia izan liteke hala ere, erradiazio igorpena eta abiadura txikitzen joango da pixkanaka.Karramarroaren nebulosaren bihotzeko pulsarrak, adibidez, segundoko 30 bider errotatzen du.
Sekuentzia nagusiko izarren gainazalaren tenperatura erdigunean sortzen den energia eta erradioaren araberakoa da. Eguzkiak milaka gradu batzuk ditu. Izar handiek ordea 50,000 ºK ere izan ditzakete. Erraldoi handiek tenperatura baxuak dituzte, 3.600 ºK inguru, baina argitasuna handia izaten da azalera handia baitute.
Gainazaleko tenperatura izarra sailkatzeko erabiltzen da, bere magnitude eta espektro absortzio marrekin batera.
Astronomian argitasuna izarrak denbora unitateko igortzen duen argi kopurua da. Erradioak eta izarraren gainazalak baldintzatzen dute izar baten argitasuna.
Ohikoa baino argitasun eta tenperatura baxuagoa duten izarreko guneeiizar-lohiuneak deitzen zaie.
Nano txikiek —adibidez, Eguzkiak— lohiune gutxi batzuk dituen gainazal lauak izaten dituzte. Handiagoak direnerraldoiek lohiune handiago eta nabarmenagoak dituzte.
Magnitude jakin bat baino distiratsuagoak den izar kopurua
Itxurazko magnitudea
Izar kopurua
0
4
1
15
2
48
3
171
4
513
5
1,602
6
4,800
7
14,000
Izarren distiramagnitudea izeneko balio batekin adierazten da. Balio hori zenbat eta txikiagoa izan, orduan eta distiratsuagoa da izarra.
Magnitudea neurtzeko bi balio erabiltzen dira:
itxurazko magnitudea: izarraren behatze distira, izarrerainoko distantzia kontuan izan gabe;
berezko magnitudea: izarraren behatze distira, izarrerainoko distantzia 10parsec (32,6 argi-urte) denean.
Bi magnitudeakunitate logaritmikoak dira: Magnitude aldea unitate batekoa den bi izarren arteko argitasun aldea 2,5 da. Beraz, +1,00 magnitude duen izarra +2,00 magnitudea duen izarra baino 2,5 bider distiratsuagoa da eta +6,00 magnitudea duen izarra baino 100 bider distiratsuagoa.
Bi magnitude hauek desberdinak dira izar berean. Adibidez Eguzkiaren itxurazko magnitudea -26,7 da eta berezko magnitudea +4,83. Lurretik ikusita,Sirius da zeruko izarrik distiratsuena, baina itxurazko magnitudea -1,44 du eta berezkoa berriz +1,41. Itxurazko magnitudeak lurretik ikusita izarrik distiratsuenak zein diren esaten digu, eta berezko magnitudeak berriz benetan izarrik distiratsuena zein den.
Begi hutsez ikuskorra den distira gutxieneko izarra +6,00 magnitude ingurukoa da.
2006ean ezagutzen den izarrik distiratsuenaLBV 1806-20 da, eta -14,2 du berezko magnitudea. Izar hau eguzkia baino 38.000.000 bider argitsuagoa da. Distira gutxien duten izarrakNGC 6397 multzoan daude, eta berezko magnitudea +28 duennano zuri bat topatu da han.
Izar gehienek izar-haizearen araberako eremu magnetiko oso biziak dituzte, baita eguzkiak ere. Izar-haizea izarrek igorritako erradiazio eta partikulei deitzen zaie; eguzkiarenari eguzki-haizea deritzo.
Eguzkiaren eremu magnetikoaren intentsitate aldaketak jakiteko, eguzki-haizearen gorabeherei behatzen zaie, hau da, gainazaleko lohiuneen kopuru eta tamainei.
Espektro motaren araberako sailkapena letra batez adierazten da;O motatik, oso beroa,M motaraino, oso hotza, doana. Sailkatzeko erabiltzen diren hizkiak, berotik hotzera, honako hauek dira:O,B,A,F,G,K etaM. Espektro mota bereziek letra bereziak dituzte. OhikoenakL etaT dira, masa txikiko hotzenak eta nano marroiak sailkatzen dituztenak.
Letra bakoitzak 10 azpi-maila ditu, zenbakiz adieraziak,0 eta9 bitartean beroenetik hotzenera. Mugarik beroenean sailkapenak ez du balio,O0 etaO1 motako izarrak ez baitira existitzen.
Batzuetan sailkapen honi izarraren argitasuna adierazten duen zenbaki bat gehitzen zaio.0hipererraldoientzako,IIIerraldoientzako,V sekuentzia nagusikonanoentzako etaVIInano zurientzako. Izar gehienak sekuentzia nagusian daude kokatuak. Eguzkia sekuentzia nagusian dagoennano hori bat da,G2V multzoari dagokiona.
Espektro kasu berezia duten izarrak adierazteko hizki txikiak erabiltzen dira. Adibideze hizkiakigortze-marrak daudela esan nahi du;m hizkiak ezohikoa den metal kopuru handiak adierazten ditu;var hizkiek espektro motaren aldaerak adierazten ditu.
Nano zuriekD hizkiak hasten den multzo propioa dute, ondorengo azpimultzoetan banatua dagoena:DA,DB,DC,DO,DZ etaDQ. Azken hauek espektroko marra esanguratsuenen arabera. Jarraian tenperatura adierazten duen balore bat gehitzen zaio.
Izar tipiko baten zati nagusiak nukleoa, barnealdea eta atmosfera dira. Nukleoan gertatzen dira izarraren energia iturburu direnerreakzio nuklearrak. Barnealdeak gainazalera garraiatzen du nukleoan sortutako energia. Garraio hori bi era ezberdinetan egiten da, horren arabera bi eremu bereiziz:barnealde erradioaktiboa etabarnealde konbektiboa. Atmosfera da izarraren kanpoaldean dagoen eremua; hiru zati ditu barnealdetik kanpora:fotosfera,kromosfera, etakoroa. Atmosfera da izarreko zatirik hotzena eta bertan gertatzen dira materia igortzen duten fenomenoak. Nahiz eta atmosfera izan izarreko zatirik hotzena, koroan tenperatura asko igotzen da, milioi graduraino gutxienez. Koroak dentsitate baxua du eta tenperatura altua izarraren eremu magnetikoan abiadura handiz mugitzen diren partikula ionizatuek ematen diote.
Bere bizitzan izarren eremuek tamainaz aldatzen dira, baita kokapenez ere. Batzuetan barnealde konbektiboa barnealde erradioaktiboa baino lehen egongo da, eta besteetan alderantziz. Nukleoak ere alda ditzake bere ezaugarriak eta tamaina.
↑Frank, M. R.; Bengoa, J. A.. (2001). «Hunting the European sky-bears: on the origin of the non-zodiacal constellation» Astronomy, cosmology and landscape: 15-44..
↑Frank, R. M.. (2000). Belmonte J. A. ed. «Hunting the European sky bears: Hercules meets Hartzkume» Archaeoastronomy and astronomy in culture: exploring diversity (Santa Cruz de Tenerife: OAMC): 295-302..
↑(Ingelesez)Clark, D. H.; Stephenson, F. R.. (1982-11-01). The Historical Supernovae., 355–370 or. (Noiz kontsultatua: 2017-12-21).
↑(Ingelesez)Puig Montada, Josep. (2012). Zalta, Edward N. ed. Ibn Bâjja. (2012ko udaberria. argitaraldia) Metaphysics Research Lab, Stanford University (Noiz kontsultatua: 2017-12-21).
