Izar-elkarte

Wikipedia, Entziklopedia askea
Inguruko izar elkarteak eta mugitzen diren taldeak. Erdian dagoen gurutze berdeak eguzkiaren posizioa erakusten du.
Orion Besoari hurbilketa, izar-elkarte nagusiekin (horia), nebulosak (gorriak) eta nebulosa ilunak ( grisak) Tokiko Burbuilaren inguruan.
Hegazkin galaktikoaren elkarte nagusiak gaueko zeruan

Izar-elkarte bat izar-kumulu oso solte bat da, kumulu irekiak zein globularrak baino solteagoa. Izar-elkarteek, normalean, 10 eta 100 bitarteko izar edo gehiago izango dituzte. Izarrek jatorri komun bat dute, baina, grabitaziotik, askatu egin dira, eta, oraindik, elkarrekin mugitzen dira espazioan zehar. Elkarteak beren mugimendu-bektore komunengatik eta adinengatik identifikatzen dira, batez ere. Konposizio kimikoaren araberako identifikazioa ere elkarteko kidetasunak kontuan hartzeko erabiltzen da.

Izar-elkarteak Victor Ambartsumian astronomo armeniar sobietarrak aurkitu zituen lehen aldiz 1947an[1][2]. Elkarte baten izen konbentzionalak kokatzen diren konstelazioaren (edo konstelazioen) izenak edo laburdurak erabiltzen ditu, elkarte mota eta, batzuetan, zenbakizko identifikatzaile bat.

Motak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Victor Ambartsumianek izar-elkarteak bi taldetan sailkatu zituen lehen, OB eta T, haien izarren propietateetan oinarrituta[3]. Geroago, Sidney van den Bergh-ek hirugarren kategoria bat, R, iradoki zuen islada-nebulosak argitzen dituzten elkarteentzat[4].

OB, T eta R elkarteek izar talde gazteen continuum bat osatzen dute. Baina, gaur egun, ez dago ziur eboluzio-sekuentzia bat diren edo lanean beste faktoreren bat adierazten duten[5]. Talde batzuek OB eta T elkarteen propietateak ere erakusten dituzte; beraz, kategorizazioa ez da beti argia izaten.

OB elkarteak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Elkarte gazteek O eta B klase espektraleko 10 eta 100 tarteko izar masibo izango dituzte, eta OB elkarte gisa ezagutzen dira. Horiek, hodei molekular erraldoi baten barruan, bolumen txiki berean sortzen direla uste da. Inguruko hautsa eta gasa urruntzen direnean, gainerako izarrak askatu egiten dira, eta urruntzen hasten dira[6]. Esne Bideko izar gehienak OB elkarteetan sortu zirela uste da[6].

O klaseko izarrak iraupen laburrekoak dira, eta supernoba gisa iraungiko dira, gutxi gorabehera, milioi bat eta hamabost milioi urteren buruan izarraren masaren arabera. Ondorioz, OB elkarteek, oro har, soilik dituzte milioi urte gutxi batzuk edo gutxiago. Elkarteko OB izarrek erregai guztia erreko dute 10 milioi urteren buruan (Konparatu hori Eguzkiaren egungo adinarekin, 5.000 milioi urte ingururekin)

Hipparcos sateliteak Eguzkiaren 650 parsec-en barruan dozena bat OB elkarte kokatzen zituen neurketak eman zituen[7]. Hurbilen dagoen OB elkartea Scorpius–Centaurus elkartea da, Eguzkitik 400 argi-urtera kokatua[8].

Magallaes Hodei Handian eta Andromeda Galaxian ere aurkitu dira OB elkarteak. Elkarte horiek nahiko urriak izan daitezke, eta 1.500 argi-urteko diametroa hartzen dute[9].

T elkarteak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar talde gazteek T Tauri izar txiki batzuk izan ditzakete, sekuentzia nagusian sartzeko prozesuan daudenak. Mila T Tauri izar arteko populazio urri horiek T elkarte gisa ezagutzen dira. Hurbilen dagoen adibidea Taurus-Auriga T elkartea da (Tau-Aur T elkartea), Eguzkitik 140 parsecseko distantziara dagoena[10]. T elkarteen beste adibide batzuk R Corona Australis T elkartea, Lupus T elkartea, Chamaeleon T elkartea eta Velorum T elkartea dira. T elkarteak sortu ziren hodei molekularraren inguruan aurkitu ohi dira. Batzuek, baina ez guztiek, OB klaseko izarrak dituzte. Mugitzen diren taldekideen ezaugarriak laburbiltzeko: adin eta jatorri bera dute; konposizio kimiko bera, eta anplitude eta norabide bera dute abiadura bektorean.

R elkarteak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Islapen-nebulosa argitzen duten izar-elkarteei R-elkarteak deritzote, Sidney van den Bergh-ek iradoki zuen izena nebulosa horietako izarrek banaketa ez-uniformea zutela aurkitu zuenean[11]. Izar-multzo gazte horiek sekuentzia nagusiko izarrak dituzte, eta ez dira sortu ziren izar arteko hodeiak barreiatzeko nahiko masiboak[12]. Horri esker, inguruko hodei ilunaren propietateak azter ditzakete astronomoek. R-elkarteak OB elkarteak baino ugariagoak direnez, beso espiral galaktikoen egitura arakatzeko erabil daitezke[13]. R-elkarte baten adibidea Monoceros R2 da, Eguzkitik 830 ± 50 parsec-era kokatua[12].

Elkarte ezagunak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hartz Handiaren Mugimendu Taldea izar elkarte baten adibide bat da (α Ursae Majoris eta η Ursae Majoris izan ezik, Plough/Big Dipper-eko izar guztiak talde horretakoak dira).

Mugitzen diren beste talde gazte batzuk hauek dira:

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. ↑ Israelian, Garik. (1997). «Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996» Bulletin of the American Astronomical Society 29 (4): 1466–1467. Bibcode: 1997BAAS...29.1466I..
  2. ↑ Saxon, Wolfgang. (15 August 1996). «Viktor A. Ambartsumyan, 87, Expert on Formation of Stars» The New York Times: 22..
  3. ↑ Israelian, Garik. (1997). «Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996» Bulletin of the American Astronomical Society 29 (4): 1466–1467. Bibcode: 1997BAAS...29.1466I..
  4. ↑ Herbst, W.. (1976). «R associations. I - UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae» Astronomical Journal 80: 212–226.  doi:10.1086/111734. Bibcode: 1975AJ.....80..212H..
  5. ↑ Herbst, W.; Racine, R.. (1976). «R associations. V. MON R2.» Astronomical Journal 81: 840.  doi:10.1086/111963. Bibcode: 1976AJ.....81..840H..
  6. ↑ a b OB Associations. The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section 2000-04-06.
  7. ↑ de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A.. (1999). «A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations» The Astronomical Journal 117 (1): 354–399.  doi:10.1086/300682. Bibcode: 1999AJ....117..354D..
  8. ↑ Maíz-Apellániz, Jesús. (2001). «The Origin of the Local Bubble» The Astrophysical Journal 560 (1): L83–L86.  doi:10.1086/324016. Bibcode: 2001ApJ...560L..83M..
  9. ↑ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N.. (1999). «The Formation of Star Clusters» American Scientist 86 (3): 264.  doi:10.1511/1998.3.264. Bibcode: 1998AmSci..86..264E..
  10. ↑ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, M. K.. (1999). «New proper motions of pre-main sequence stars in Taurus-Auriga» Astronomy and Astrophysics 325: 613–622. Bibcode: 1997A&A...325..613F..
  11. ↑ Herbst, W.. (1976). «R associations. I - UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae» Astronomical Journal 80: 212–226.  doi:10.1086/111734. Bibcode: 1975AJ.....80..212H..Herbst, W. (1976). "R associations. I - UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae". Astronomical Journal. 80: 212–226. Bibcode:1975AJ.....80..212H. doi:10.1086/111734.
  12. ↑ a b Herbst, W.; Racine, R.. (1976). «R associations. V. MON R2.» Astronomical Journal 81: 840.  doi:10.1086/111963. Bibcode: 1976AJ.....81..840H..
  13. ↑ Herbst, W.. (1975). «R-associations III. Local optical spiral structure» Astronomical Journal 80: 503.  doi:10.1086/111771. Bibcode: 1975AJ.....80..503H..
  14. ↑ Lyder, David A.. (November 2001). «The Stars in Camelopardalis OB1: Their Distance and Evolutionary History» The Astronomical Journal 122 (5): 2634-2643.  doi:10.1086/323705. Bibcode: 2001AJ....122.2634L..

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo estekak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Izar-elkarte&oldid=9074097"(e)tik eskuratuta