Izar

Wikipedia(e)tik
Hona jo: nabigazioa, Bilatu
Artikulu hau objektu astronomikoari buruzkoa da; beste esanahietarako, ikus Izar (argipena).
Pleiadeak, Taurus konstelazioko izar multzoa
Eguzkia, Lurretik hurbilen dagoen izarra

Izar bat plasmazko gorputz esferiko handia eta trinkoa da, bere erdigune beroan fusio nuklearra mantentzeko bezain handia dena. Fusioa da izarrek beren kanpo geruzetatik etengabe kanporatzen duten energiaren iturburu. Hidrogenoa eta helioa baino astunago den ia gai guztiak izarretako erdigunean sortzen dira.

Izar taldeek galaxiak sortzen dituzte eta unibertsoko argizagi nagusiak dira. Lurretik hurbilen dagoen izarra Eguzkia da eta Lurraren energia iturri nagusia, argia barne. Honek 1026 watt inguru (ehun koatrilioi watt) igortzen ditu.

Izar hitza Iruña-Veleia aztarnategian aurkitutako testuetan agertzen da (III-VI. mendeetan idatzita), VRDIN/X/ISAR (urdin izar ?) itxuran[1]. Aurkikuntza ezeztatua dago, baina eztabaidagai da oraindik ere.

Historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Antzinatik izan dira izarrak garrantzitsuak kultura gehienetan, denetan ez esatearren; bai arrazoi erlijioso edo/eta kulturalengatik, orientazio lanabes gisa, egutegiak zehazteko, ... Adibidez gaur egun munduan oso zabaldua den Gregoriotar egutegia, lurrak eguzkiarekiko duen posizio erlatiboan oinarritzen da.

Demokrito eta Epiriko greziar filosofoek izarrak beste eguzki batzuk zirela eta haien inguruan beste lur batzuk izan zitzaketela argudiatu zuten.

Tycho Brahe astronomoak izar berriak identifikatu zituen zeruan, zerua aldakorra zela ondorioztatuz.

Geminiano Montanari italiar astronomoak. Algol izarraren argitasun aldaketak behatu zituen 1667an.

Edmong Halleyk bi izarren arteko mugimenduaren lehen neurketak argitaratu zituen, Ptolomeo eta Hipparchus greziar astronomoen garaitik beraien posizioak aldatu egin zirela frogatuz.

Izar bateraino dagoen distantziaren lehen neurketa zuzena 1838an egin zuen Friedrich Besselek, paralaxia teknika erabiliz. Paralaxiak demostratu zuen izarren arteko distantzia zein handia den.

Izarren izenak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Zeruko izarrik distiratsuenek, planeta batzuk tartean direlarik, kultura ezberdinetako mitologia izenak dituzte, greziar, latin 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 lurreko hemisferio bakoitzean. Astronomia katalogoetan miloi batzuk badira. Gure Esne Bidean bilioi batzuk badaude eta unibertsoan dagoen izar kopurua infinitua 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 egun Nazioarteko Astronomia Elkartea da izar berriak izendatzeko gaitasuna duen erakunde bakarra.

Gerora izarra kokatzeko balio duen izena ematen diote astronomoek izarrari. Dauden konstelazioaren izenari greziar alfabetoko hizki bat jartzen zaio aurretik. Izarrik distiratsuenari alfa hizkia ematen zaio, hurrengoari beta... Adibidez: Betelgeuse, Orion konstelazioko izarrik distiratsuenari, Alpha 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; PSRk pultsarra dela adierazten du; Jk ordea J2000 izeneko koordenatu sistema erabiltzen dela adierazten du eta zenbakiak koordenatuak dira.

Izar aldakorrei RR Lyrae edo TT Arietis izena ematen zaie; Lyrae eta Arietis konstelazio hauetan daudela esan nahi du, hasierako hizki bikoiztuak aurkitzen diren eran sailkatzeko balio duelarik; AA da konstelazio batean aurkitutako lehen izar aldakorra. ZZ hizkira iritsitakoan zenbakiak erabiliko lirateke.

Izarraren zatiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Eguzki motako izar baten ebaketa. NASAko irudia

Izar tipiko baten zati nagusiak nukleoa, barnealdea eta atmosfera dira. Nukleoan gertatzen dira izarraren energia iturburu diren erreakzio nuklearrak. Barnealdeak gainazalera garraiatzen du nukleoan sortutako energia. Garraio hori bi era ezberdinetan egiten da, horren arabera bi eremu bereiziz: barnealde erradiaktiboa eta barnealde konbektiboa. Atmosfera da izarraren kanpoaldean dagoen eremua; hiru zati ditu barnealdetik kanpora: fotosfera, kromosfera, eta koroa. 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 erradiaktiboa baino lehen egongo da, eta besteetan alderantziz. Nukleoak ere alda ditzake bere ezaugarriak eta tamaina.

Ezaugarriak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izarren ezaugarri gehienak Nazioarteko Unitate Sistemak adostutako unitateetan ematen dira, CGS unitateak ere erabiliak izan arren.

Masa, argitasuna eta erradioa adierazteko ohikoa da eguzki unitateak erabiltzea:

Eguzki-masa: M_\bigodot = 1.9891 \times 10^{30} kg
Eguzki-argitasuna: L_\bigodot = 3.827 \times 10^{26} W
Eguzki-erradioa: R_\bigodot = 6.960 \times 10^{8} m

Luzera handietarako, erraldoi baten erradioa adierazteko adibidez, Unitate astronomikoak ere erabiltzen dira, hau da, eguzkia eta lurraren arteko distantzia.

Adina[aldatu | aldatu iturburu kodea]

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, masa txikiena duten nano gorriak hidrogenoa motelago kontsumitzen dutenez ehun mila milioi urte iraun ditzaketelarik.

Metalikotasuna[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Astronomian helioa baino pisutsuagoak diren elementuak metal elementu kontsideratzen dira, eta elementu hauen kontzentrazio kimikoari metalikotasuna deritzo. Metalikotasunak izarraren atmosferako burdin kopurua adierazten du orokorrean, burdina oinarrizko elementua denez neurtzen erraza baita. Izarrak etengabe supernoben 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.

Metalikotasunak, eremu magnetikoen sorrera, izarrak bere erregaia erretzeko behar duen denbora eta izar-haizearen indarra baldintzatzen ditu.

Izar zaharrek gazteek baino metalikotasun txikiagoa dute, sortu ziren lainoaren konposaketa dela medio.

Konposaketa kimikoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar baten hastapenetan bere konposaketa, osagaien masa kontutan izanik, honako hau da:

  •  %70 hidrogenoa
  •  %28 helioa
  •  %2 beste elementu pisutsuagoak (elementu metalikoak)

Eguzkiak, helio eta hidrogenoa ez ezik, karbonoa, oxigenoa, nitrogenoa eta burdina ditu osagaiak. Bere metalikotasuna 0.02koa da, masaren %2a dira beraz metal elementuak. Ezagutzen den burdin kopuru baxuena duen izarra HE 1327-2326 nanoa da, eguzkiaren 1/200.000 burdin kopurua duena.

Diametroa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Lurraren diametroa 12.756 kilometrotakoa da. Eguzkiaren diametroa 1.390.400 Km da eta beste izar batzuena, Antares eta Betelgeuse horien artean, 700 eta 800 eguzki-diametro dituzte.

Izarren diametroa ez da konstantea, beraien bizitza fasearen arabera aldatzen baita. Izar aldakor periodikoek masa aldakorra dute; RR Lyrae, Cepheides eta Mira adibidez.

Lurretik oso urruti daudenez eguzkia ez beste izarrak puntu soil bezala ikusten dira lurretik behatuta. Izarren kanpo diskoa txikiegia da teleskopio optiko arrunt batekin ikusi ahal izateko, interferometro-teleskopio bat behar delarik behaketarako.

Izar txikienak neutroi izarrak dira, kilometro gutxi batzuk dituztenak, eta handienak berriz supererraldoiak dira. Adibidez: Orion konstelazioan dagoen Betelgeusek eguzkiak baino 1.000 bider diametro handiago du: 1.390.400.000 kilometro gutxigorabehera.

Masa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

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 handienetakoa Eta Carinae da, 100 – 150 eguzki-masakoa. Bizitza oso laburra du, milioika urte batzuk soilik.

Errotazioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar guztiek egiten dute bere buruaren inguruan bira. Errotazio abiadura, zahartzen doan eran, txikitu egiten da, eta izarraren izaera - sinplea, bitar edo multiplea - baldintzatzen du

Izarra objektu solidoa ez denez diferentzial-errotazioa du, abiadura ezberdina dute latitude ezberdinetan dauden bi puntuek. Izar gazteen errotazioa ekuatorean 100 Km/s izan liteke. 300 Km/s kontsideratzen da izarra desegingo lukeen abiadura kritikoa. Eguzkiak 25-35 egunero biratzen du, ekuatore abiadura 1,994 Km/s duelarik. 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 izan momentu angeluarraren kontserbazio legeak aurreikusi bezain handia. Izarraren momentu angeluar galera izarrarteko haizeak galarazitako masaren ondorio da hein handi batean. Pulsar baten errotazioa oso altua izan liteke hala ere, erradiazio igorpena eta abiadura txikitzen joango delarik pixkanaka. Karramarroaren nebulosaren bihotzeko pulsarrak, adibidez, 30 bider segundoko errotatzen du.

Lehenengo aldiz 1050 urte inguruan ikusia izan zen Karramarro Nebula. Supernoba baten leherketaren ondorio da.

Kolorea eta tenperatura[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Begi hutsez begiratu ezkero zuriak dirudite izar gehientsuenek, baina urdinak, zuriak, gorriak, laranja eta horiak dira. Kolorea izarraren tenperaturarekin dago erlazionaturik.

Koloreak izarren espektro-mota ematen digu, izarra sailkatzeko baliagarria izango dena.

Tenperatura[aldatu | aldatu iturburu kodea]

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.

Argitasuna[aldatu | aldatu iturburu kodea]

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 guneei izar-lohiuneak deitzen zaie.

Eguzkia bezalako nano txikiek normalean lohiune gutxi batzuk dituen gainazal lauak dituzte. Handiagoak diren erraldoiek lohiune handiago eta nabarmenagoak dituzte.

Distira[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izarren distira magnitudea izeneko balore batekin adierazten da. Balore hau zenbat eta txikiagoa izan, orduan eta distiratsuagoa da izarra.

Magnitudea neurtzeko bi balore ezberdin erabiltzen dira:

  • Itxurazko magnitudea: Izarraren distira behatzaile eta izarraren arteko distantzia kontutan izan gabe ematen du.
  • Berezko magnitudea: Izarraren distira behatzailea eta izarraren arteko distantzia 10 parsec (32,6 argi-urte) denean adierazten du.
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

Bi magnitudeak unitate logaritmikoak dira: Magnitude aldea unitate batekoa den bi izarren arteko argitasun aldea 2,5eko 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 distiratsuena, LBV 1806-20 da eta -14,2 du berezko magnitudea. Izar hau eguzkia baino 38.000.000 bider argitsuagoa da. Distira gutxien duten izarrak NGC 6397 multzoan daude, eta berezko magnitudea +28 duen nano zuri bat topatu da bertan.

Eremu magnetikoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

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.

Eboluzioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar baten bizia bere masak eta konposaketa kimikoak baldintzatzen dute. Masak bere iraupena eta heriotza baldintzatuko ditu.

Izar batek fase desberdinak igaroko ditu bere eboluzioan zehar. Lehenena nano edo sekuentzia nagusia izango da, bigarrena erraldoia, supererraldoia jarraian eta supernoba edo planeta nebula bat bukaeran.

Sorrera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

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.

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 lainoak oreka hidrostatikoa lortzen duenean, proto-izarra sortzen da erdigunean. 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 direnei T Tauri izarrak deritzate eta handiagoei Herbi Ae/Be izarrak. Izar jaioberriek bere errotazio ardatzetik gas zorrotadak isurtzen dituzte, Herbig-Haro izenez ezagunak diren nebulosa txikiak sortuz.

Sekuentzia nagusia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izarrek beren bizitzako denboraren %90 inguru fusio bidez hidrogenoa helio transformatzen iragaten dute, prozesu horretan bero eta presio altuko erreakzioak sortuz. Fase honetan dauden izarrak sekuentzia nagusian daudela esaten da eta nano 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 motza 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, espaziorantz gas isurketa etengabearen iturburu. Izar gehienetan galdutako masa kopurua irrigarria da. Eguzkiak urtero 10-14 eguzki masa galtzen ditu, hau da, bere bizitza osoan zehar masa guztiaren %0,01. Izar oso handiek 10-7 edo 10-15 masa inguru galtzen dute 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 izan ez ezik, helioa ez den beste elementu pisutsuek, metalikotasunak, garrantzi handia dute izarraren bilakaeran.

Sekuentzia nagusiaren ondoren[aldatu | aldatu iturburu kodea]

0,4 eguzki-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 eta Merkurio 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 igoaz. 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.

Izar handiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

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.

Kolapsoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

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 eta nano zuri deitzen zaio. Nano zuriaren barruko materiak ez du plasma izaten jarraituko, izarrak normalean plasmazko esfera kontsideratu arren. Nano zuriak nano marroi bilakatuko dira, eta azkenik nano 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, elektroiak protoien barrura bultzatuak direlarik, neutroi eta neutrinoak sortuaz. Bat-bateko kolapso honek sortutako uhin astinduak izar guztia supernoba 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 dena neutroi izar bilakatuko da, batzuetan pulsar edo X-izpi leherketa, baita zulo 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.

Sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

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 eta M. Espektro mota bereziek letra bereziak dituzte. Ohikoenak L eta T dira, masa txikiko hotzenak eta nano marroiak sailkatzen dituztenak.

Izar moeta ezberdinen
gainazal tenperatura mailak
Moeta Tenperatura Adibide izarra
O 33,000 K edo gehiago Zeta Ophiuchi
B 10,500–30,000 K Rigel
A 7,500–10,000 K Altair
F 6,000–7,200 K Procyon A
G 5,500–6,000 K Eguzkia
K 4,000–5,250 K ε Indi
M 2,600–3,850 K Proxima Centauri

Letra bakoitzak 10 azpi-maila ditu, zenbakiz adieraziak, 0 eta 9 bitartean beroenetik hotzenera. Mugarik beroenean sailkapenak ez du balio, O0 eta O1 motako izarrak ez baitira existitzen.

Batzuetan sailkapen honi izarraren argitasuna adierazten duen zenbaki bat gehitzen zaio. 0 hiper-erraldoientzako, III erraldoientzako, V sekuentzia nagusiko nanoentzako eta VII nano zurientzako. Izar gehienak sekuentzia nagusian daude kokatuak. Eguzkia sekuentzia nagusian dagoen nano hori bat da, G2V multzoari dagokiona.

Espektro kasu berezia duten izarrak adierazteko hizki txikiak erabiltzen dira. Adibidez e hizkiak igortze-marrak daudela esan nahi du; m hizkiak ezohikoa den metal kopuru handiak adierazten ditu; var hizkiek espektro motaren aldaerak adierazten ditu.

Nano zuriek D hizkiak hasten den multzo propioa dute, ondorengo azpimultzoetan banatua dagoena: DA, DB, DC, DO, DZ eta DQ. Azken hauek espektroko marra esanguratsuenen arabera. Jarraian tenperatura adierazten duen balore bat gehitzen zaio.

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Orokorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Ezohiko izarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo loturak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Commonsen badira fitxategi gehiago, gai hau dutenak: Izar Aldatu lotura Wikidatan