8-13 urtekoentzako bertsioa ikusteko, klikatu hemen.
Artikulu hau "Kalitatezko 1.000 artikulu 12-16 urteko ikasleentzat" proiektuaren parte da

Izar

Wikipedia, Entziklopedia askea
Hona jauzi: nabigazioa, Bilatu
Artikulu hau objektu astronomikoari buruzkoa da; beste esanahietarako, ikus «Izar (argipena)».
Pleiadeak, Taurus konstelazioko izar multzoa
Eguzkia, Lurretik gertuen dagoen izarra eta gehien ezagutzen dena.

Izar bat bere grabitazioak elkarrekin lotzen duen plasmazko gorputz esferiko handia da. Lurretik hurbilen dagoen izarra Eguzkia da eta Lurraren energia iturri nagusia, argia barne. Beste izar asko begi hutsez ikus daitezke Lurretik gaua denean, dauden distantzia handia dela eta puntu finko txiki gisa zeruan. Historikoki, izarrik nabarmenenak konstelazio eta asterismotan taldekatu dira, eta izarrik distiratsuenek berezko izena jaso dute. Astronomoek izar-katalogoak egin dituzte ezagutzen diren izarrak identifikatu eta izarren nomenklatura estandarra emateko. Hala ere, Unibertsoan dauden izar ia guztiak, gure galaxia den Esne Bideatik kanpo dauden guztiak barne, ezin dira ikusi Lurretik teleskopiorik erabili gabe; are eta gehiago, teleskopio oso indartsuak erabilita ere, izar gehienak ezin ditugu ikusi ere egin.

Euren bizitzaren zati handi batean izarrek distiratzen dute euren erdigune beroan fusio nuklearra egiten dutelako. Fusioa da izarrek beren kanpo geruzetatik etengabe kanporatzen duten energiaren iturburu. Hidrogenoa eta helioa baino astunago diren ia gai guztiak izarretako erdigunean sortzen dira, izar-nukleosintesi deitzen den prozesuan, edo euren bizitza amaitu ostean supernoben bidez izarrek eztanda egiten dutenean. Bere bizitzaren amaiera aldera izar batek materia degeneratua izan dezake. Astronomoek izar baten masa, adina, metaltasuna (osaketa kimikoa) eta beste hainbat ezaugarri jakin ditzakete bakarrik izarrak espazioan zehar duen mugimendua, argitasuna eta espektroa aztertuta. Izar baten masa da bere eboluzioa 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.

Izar taldeek galaxiak sortzen dituzte eta unibertsoko argizagi nagusiak dira.

Izarren behaketaren historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Astronomiaren historia» eta «Konstelazio»
Gizakiek marrazkiak ikusi dituzte izarretan antzinarotik[1]. 1690ko marrazki honetan Leo ikus daiteke, lehoia, Johannes Heveliusen interpretazioan[2]
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 zeudela esfera zeleste batean eta ez zirela aldatzen. Konbentzioz, astronomoek izarrak konstelaziotan bateratu izan dituzte, eta planeta eta Eguzkiaren posizioa konstelazio horiekiko kalkulatu izan dute[1]. Eguzkiak hondoko izarrekiko eta horizontearekiko zuen mugimendua egutegiak osatzeko erabili da, eta honek garrantzia berezia zuen nekazaritzako praktikan[3]. Adibidez gaur egun munduan oso zabaldua den Gregoriotar egutegia, lurrak eguzkiarekiko duen posizio erlatiboan oinarritzen da.

Ezagutzen den izar-kartarik zaharrena Antzinako Egiptoko astronomian egindakoa da, K. a. 1534. urtean[4]. Ezagutzen den izar-katalogorik zaharrena Babiloniako astronomian egindakoa da, Mesopotamian, K. a. 2. milurtekoan, Kasita garaian (c. K. a. 1531-1155)[5]. Mesopotamian ezarritako lau konstelazio gaurdaino iritsi dira: Hydra, Corvus, Aquila eta Piscis Austrinus[6].

Ezagutzen den Antzinako Greziako astronomiaren lehen izar-katalogoa Aristilok sortu zuen K. a. 300. urtea inguru, Timokares Alexandriakoaren laguntzarekin[7]. Hiparko Nizeakoak K. a. II. mendean egindako katalogoak 1.020 izar zituen, eta Ptolomeoren izar-katalogoa osatzeko erabili zen[8]. Demokrito eta Epikuro greziar filosofoek izarrak beste eguzki batzuk zirela eta haien inguruan beste lur batzuk izan zitzaketela argudiatu zuten[9]. Hiparko Nizeakoa izan zen lehen nobaren aurkitzailea[10]. 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[6]. Honela, baliteke Europan zehar egondako hainbat kondairen arabera eraiki izana jakintza hau, eta Grezian egindakoa berrinterpretazio bat baino ez izatea[11]. Konkretuki, konstelazio nagusietako batzuek greziar mitologiarekin harreman zuzenik ez izateak, eta hartz baten figura zeruan jarri izanak ohitura aurre-indoeuroparrekin izango luke harremana, adibidez Euskal mitologian hartzak duen paperarekin[12][13]

Zeruak aldakorrak ez zirela pentsatzen bazen ere, Txinako astronomoek bazekiten izar berriak ager zitezkeela[14]. 185. urtean supernoba bat aurkitu zuten lehenak izan ziren, gaur egun SN 185 gisa ezagutzen duguna[15]. Historian erregistratutako izar eztandarik distiratsuena SN 1006 supernoba izan zen, Ali ibn Ridwan astronomo egiptoarrak eta hainbat txinatar astronomok ikusi zutena 1006an[16]. SN 1054 supernoba, Karramarroaren nebulosa sortuko zuena, Txinako eta mundu islamiarreko astronomoek ikusi zuten[17][18][19].

Erdi Aroko Islamiar astronomoek arabierazko izenak eman zizkieten izar askori, gaurdaino iritsi direnak; izarren posizioa kalkulatu ahal izateko hainbat instrumentu astronomiko asmatu zituzten. Lehen behatoki handia eraiki zituzten, batez ere Zij izar-katalogoak sortu ahal izateko[20]. Egindako katalogo horien artean Izar Finkoen Liburua dago, Abd al-Rahman al-Sufi astronomo persiarrak 964an idatzia. Liburu honetan lehen aldiz aipatzen dira izar-kumuluak (Omicron Velorum eta Collinder 399 gisa) eta galaxiak (Andromeda galaxia, adibidez)[21][I].

XI. mendean Abu Ryhan Biruni persiar polimataeta ikertzaileak Esne Bidea izar nebulosoen ezaugarriak zituen fragmentu askoz osatutako gorputz bezala deskribatu zuen, eta hainbat izarren latitudeak eman zituen 1019ko ilargi eklipsea probestuz[22]. Al-Andaluseko Ibn Bajja astronomoak lehen aldiz proposatu zuen Esne Bidea izar askoz osatutako gorputza zela, hain gertu bata bestearengatik ia uki zitezkela, eta jarraikortasuna Ilargia baino gertuago zegoen materialak eragiten zuen errefrakzioaren odnorioz zela. Froga gisa, 1106. urteko Jupiter eta Marteren konjuntzioan behatutakoa aipatu zuen[23].

Tycho Brahe astronomoak izar berriak identifikatu zituen zeruan, beranduago novae izena izango zutenak, zerua aldakorra zela ondorioztatuz. 1584an Giordano Brunok proposatu zuen beste izarrak Eguzkia bezalakoak zirela, eta aukera bat zela beste planeta batzuk egotea, Lurraren antza zutenak barne izar horien orbitan[24]. Ideia hau lehenago Demokrito eta Epikuro Greziako filosofoek ere proposatu zuten lehenago[25], baita Fakhr al-Din al-Razi kosmologo islamiarrak ere[26][27]. XVII. mendean jada kontsentsua zabala zen Eguzkia eta izarrak gauza berdinak izatearen inguruan. Hala ere, ez zen ulertzen zergatik izar horiek ez zuten Eguzki-sistema erakartzen, beste gorputzak bezala. Isaac Newtonek proposatu zuen izarrak modu berean zeudela sakabanatuak norabide guztietan, Richard Bentley teologoak proposatu bezala[28].

Geminiano Montanari italiar astronomoak. Algol izarraren argitasun aldaketak behatu zituen 1667an. Edmond Halleyk bi izarren arteko mugimenduaren lehen neurketak argitaratu zituen, Ptolomeo eta Hiparko greziar astronomoen garaitik beraien posizioak aldatu egin zirela frogatuz[24].

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 Bidearen zentro galaktikoaren norabidean, hain zuzen ere.Bere seme John Herschelek ikerketa berriro egin zuen hego hemisferioan eta norabide berdinean hazten zela ikusi zuen[29]. Ikerketa honetan William Herschelek ikusi zuen izar batzuk ez daudela bakarrik norabide berean, baizik eta sistema bitarrak osatzen dituztela.

XIX. mendean Joseph von Fraunhofer eta Angelo Secchik espektroskopiaren zientzia abiatu zuten. Sirius eta Eguzkiaren arteko izarren espektroaren diferentziak aztertuta absortzio lerroen kopuru eta indarraren arteko diferentziak aurkitu zituzten.1865an Secchi izarrak euren mota espektralaren arabera sailkatzen hasi zen[30]. Hala ere, gaur egun erabiltzen den izarren sailkapena Annie J. Cannonek garatu zuen 1900eko hamarkadan.

Izar bateraino (61 Cygni 11,4 argi-urtera) dagoen distantziaren lehen neurketa zuzena 1838an egin zuen Friedrich Besselek, paralaxia teknika erabiliz. Paralaxiak demostratu zuen izarren arteko distantzia zein handia den[24]. 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 eta Sherburne Wesley Burnham astronomoek egindako behaketa zehatzei esker izarren masa kalkulatu ahal izan zen, orbitaren elementuak konputatuz. Izar sistema-bitarren orbitak deribatzeko buruketaren lehen soluzioak Felix Savaryk eman zituen 1827an[31].

XX. mendeak izarren ikerketak aurrerapen handiak izan zituen. Argazkigintza tresna garrantzitsua izan zen astronomian. Karl Schwarzschildek aurkitu zuen izar baten kolorea eta, beraz, tenperatura, kalkula zitekeela itxurazko magnitudea eta argazki-magnitudea alderatuz. Fotometro fotoelektrikoaren asmakuntzak izarren magnitudeak hainbat uhin-luzera ezberdinetan neurtzeko aukera eman zuen. 1921ean Albert A. Michelsonek izarren diametroaren lehen neurketak egin zituen interferometro bat erabiliz[32].

Izarren egitura fisikoari buruzko lan teoriko garrantzitsuak egin ziren XX. mendearen lehen hamarkadetan. 1913an Hertzsprung-Russell diagrama garatu zen, izarren ikerketa astrofisikoa abiatuz. Izarren barnealdean gertatzen dena eta izarren eboluzioa ulertzeko ereduak garatu ziren. Cecilia Payne-Gaposchkinek 1925an aurkeztutako doktoretza-tesian izarrak batez ere hidrogeno eta helioz osaturik zeudela proposatu zuen[33]. Fisika kuantikoaren garapenarekin izarren espektroak ulertzeko aukera berriak lortu ziren. Honela izarren atmosferaren konposizio kimikoari buruzko ezagutza lortu zen[34].

Supernobak kenduta, izar indibidual ia gehienak Talde Lokalaren parte dira[35], eta bereziki Esne Bidearen alderdi ikusgarrian daudenak[36]. Hala ere Virgo Kumuluan dagoen M100 galaxiako izar batzuk ere indibidualki ikusi dira, Lurretik 100 milioi argi urtera[37]. Virgo Superkumuluan hainbat izar-multzo ikus daitezke, eta gaur egungo teleskopioek aukera dute Talde Lokaleko hainbat izar ikusteko[38].

Izarren izendapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Perseus konstelazioaren ilustrazio bat, Johannes Heveilusen 1690ean argitaratutako izar-katalogotik. Izarrak konstelazioen arabera izendatzen dira, zeru zatien mapak egiteko aukera erraztuz. Adibidez, izen propioa duen Algol izarrari β Persei izena ere ematen zaio.

Zeruko izarrik distiratsuenek, planeta batzuk tartean, kultura ezberdinetako mitologia izenak dituzte[39], 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, eta hasierako hizki bikoiztuak aurkitzen diren eran sailkatzeko balio du; AA konstelazio batean aurkitutako lehen izar aldakorra da. ZZ hizkira iritsitakoan zenbakiak erabiliko lirateke.

Neurketa-unitateak[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. 2015ean NAEk hainbat eguzki-balio nominal definitu zituen, NUS konstanteetan neurtuak, zehaztasun ezarik gabeak:

Eguzki-argitasuna:  W
Eguzki-erradioa: m

Eguzkiaren masa ez zen esplizituki definitu, ez dagoelako zehaztasun osorik Newtonen konstante-grabitazionalaren () balioaren inguruan. Hala ere, Newtonen grabitazio konstantearen eta eguzkiaren masaren biderketaren balioa ezaguna denez () zehaztasun handiagoarekin, NAEk eguzkiaren masa nominala honela definitu zuen:

Eguzki-masa:  kg

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: 149.597.870.700 m[40].

Formazioa eta eboluzioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Izar eboluzio»
Izarren ziklo ezberdinak erakusten duen irudia, masaren arabera egin ditzaketen ibilbideekin

Izarrak espazioak materia-dentsitate handiagoa duten eskualdetan sortzen dira. Eskualde hauek laino molekular gisa ezagutzen dira, eta batez ere hidrogenoz osaturik daude, %23 edo %28 artean helioa delarik eta, kopuru txikietan, elementu astunagoak. Gaur egun horrelako izarren sorrera guneak badaude, adibidez Oriongo Nebulosa[41]. Izar gehienak dozenaka edo ehunka milakako taldeetan sortzen dira[42]. Talde hauetako izar masiboek indar nahikoa izan dezakete lainoari berari argia emateko, hidrogenoa ionizatuz eta H II eskualdeak sortuz[43]. Efektu horrek lainoa bera eraldatzen du, eta izar gehiago sortzea ekidin dezake.

Izar gehienek euren existentziaren denbora gehiena sekuentzia 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[44]:

  • 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 inoiz erraldoi gorri bilakatzen, eta fusio nuklearra gelditzen denean nano zuri bilakatzen dira, pixkanaka hoztuz hidrogenoa amaitzen den heinean[45]. Hala ere, 0,5 M duten izarren bizitza Unibertsoaren 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 guztia helioagatik aldatzen denean, eta helio hori erretzen hasten direnean helio flash gisa. Karbono-oxigeno nukleo dengeratu bat sortzen dute gero eta, azkenean, eztanda egiten dute kanpoko geruzak nebulosa planetario gisa jaurtiz espaziora, eta nukleoa nano 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 motz batean ostean erraldoi 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 eta supernoba eran lehertzen dira.

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[46].

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[47]. 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 Herbig Ae/Be izarrak. Izar jaioberriek bere errotazio ardatzetik gas zorrotadak isurtzen dituzte, Herbig-Haro izenez ezagunak diren nebulosa txikiak sortuz[48][49].

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, eta elektroiak protoien barrura bultzatuak izango dira, neutroi eta neutrinoak sortuz. 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.

Ezaugarriak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

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; aldiz, masa txikiena duten nano gorriek hidrogenoa motelago kontsumitzen dutenez ehun mila milioi urte iraun dezakete.

Metaltasuna[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Astronomian helioa 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 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.

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

Izar zaharrek gazteek baino metaltasun 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 da 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-koa du. Achemar izarrak ordea 225 Km/s-ko 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 da pixkanaka. Karramarroaren nebulosaren bihotzeko pulsarrak, adibidez, 30 bider segundoko errotatzen du.

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]

Izar mota ezberdinen
gainazal tenperatura mailak
Mota 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

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]

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 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.

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.

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.

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 hipererraldoientzako, 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.

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 erradioaktiboa 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 erradioaktiboa baino lehen egongo da, eta besteetan alderantziz. Nukleoak ere alda ditzake bere ezaugarriak eta tamaina.

Oharrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. Galaxiak eta izar-kumuluak "nebula" gisa aipatzen dira, mendeak beharko zirelako jakiteko zer ziren benetan.

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. a b (Ingelesez)  Forbes, George (2005-05-01), History of Astronomy, http://www.gutenberg.org/ebooks/8172. Noiz kontsultatua: 2017-12-19 .
  2. (Ingelesez)  Hevelius, Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia | WallHapp Catalogue, http://www.wallhapp.com/urano/johannes-hevelius. Noiz kontsultatua: 2017-12-19 .
  3. (Ingelesez)  Other Ancient Calendars | Calendars, http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html. Noiz kontsultatua: 2017-12-20 .
  4. (Ingelesez)  Von Spaeth, Ove (2000-07-01), «Dating the Oldest Egyptian Star Map», Centaurus (3): 159–179, doi:10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x, ISSN 1600-0498, http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x/abstract. Noiz kontsultatua: 2017-12-20 .
  5.   David., North, John (1994, ©1995), The Norton history of astronomy and cosmology (1st American ed. argitaraldia), Norton, ISBN 0393036561, https://www.worldcat.org/oclc/31854784 .
  6. a b (Ingelesez)  Frank, Roslyn M. (2015), Origins of the “Western” Constellations, Springer, New York, NY, 147–163. orrialdeak, doi:10.1007/978-1-4614-6141-8_11, ISBN 9781461461401, https://link.springer.com/referenceworkentry/10.1007/978-1-4614-6141-8_11. Noiz kontsultatua: 2017-12-20 .
  7.   Aristillus (c. 200 BC), doi:10.1888/0333750888/3440, http://eaa.crcpress.com/0333750888/3440. Noiz kontsultatua: 2017-12-20 .
  8.   Gerd., Grasshoff, (1990), The history of Ptolemy's star catalogue, Springer-Verlag, ISBN 0387971815, https://www.worldcat.org/oclc/20596199 .
  9. (Alemanez)  ESO, ESO - Projects, http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/. Noiz kontsultatua: 2017-12-20 .
  10. (Ingelesez)  Protostellar Jets In Context, http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html. Noiz kontsultatua: 2017-12-20 .
  11. (Ingelesez)  Gingerich, Owen (1984), Astronomical Scrapbook: The Origin of the Zodiac, Sky Publishing Corporation, https://books.google.es/books/about/Astronomical_Scrapbook.html?id=Jyq2ZwEACAAJ&redir_esc=y. Noiz kontsultatua: 2017-12-20 .
  12.   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 .
  13.   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 .
  14.   Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (1982-11-01), The Historical Supernovae, 355–370. orrialdeak, http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ASIC...90..355C. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  15. (Ingelesez)  Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang (2006), «The Guest Star of AD185 must have been a Supernova», Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics (5): 635, doi:10.1088/1009-9271/6/5/17, ISSN 1009-9271, http://stacks.iop.org/1009-9271/6/i=5/a=17. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  16.   NOAO Press Release 03-04: Astronomers Peg Brightness of History’s Brightest Star, http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  17.   McArthur, Hartmut Frommert, Christine Kronberg, Guy, Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula, http://messier.seds.org/more/m001_sn.html. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  18. (Ingelesez)  Duyvendak, J. J. L. (April 1942), «The Ancient Oriental Chronicles», Publications of the Astronomical Society of the Pacific (318), doi:10.1086/125409, ISSN 1538-3873, https://doi.org/10.1086/125409. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
    (Ingelesez)  Mayall, N. U.; Oort, J. H. (April 1942), «The Astronomical Aspects», Publications of the Astronomical Society of the Pacific (318), doi:10.1086/125410, ISSN 1538-3873, https://doi.org/10.1086/125410. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  19.   Brecher, K.; Fesen, R. A.; Maran, S. P.; Brandt, J. C. (1983-06-01), «Ancient records and the Crab Nebula supernova», The Observatory (103): 106–113, ISSN 0029-7704, http://adsabs.harvard.edu/abs/1983Obs...103..106B. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  20.   Kennedy, E. S. (1962-06-01), «The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory. Aydin Sayili», Isis (2): 237–239, doi:10.1086/349558, ISSN 0021-1753, http://www.journals.uchicago.edu/doi/10.1086/349558. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  21.   Kenneth., Glyn Jones, (1991), Messier's nebulae and star clusters (2nd ed. argitaraldia), Cambridge University Press, ISBN 0521370795, https://www.worldcat.org/oclc/20262990 .
  22.   Al-Biruni, 973-1048 C.E., 2008-06-26, https://web.archive.org/web/20080626074150/http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  23.   Montada, Josep Puig (2012), Zalta, Edward N., ed., Ibn Bâjja (Spring 2012. argitaraldia), Metaphysics Research Lab, Stanford University, https://plato.stanford.edu/archives/spr2012/entries/ibn-bajja/. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  24. a b c   A Brief History of High-Energy Astronomy, http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  25. (Alemanez)  webteam@eso.org, ESO - Projects, http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  26.   Ahmad, I.A., «The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization», Vistas in Astronomy (4): 395–403, doi:10.1016/0083-6656(95)00033-x, https://doi.org/10.1016/0083-6656(95)00033-X. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  27. (Ingelesez)  Adi, Setia, (2004-12-22), «Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey», Islam & Science (2), ISSN 1703-762X, https://www.questia.com/library/journal/1G1-128606463/fakhr-al-din-al-razi-on-physics-and-the-nature-of. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  28.   The Value of Archives in Writing the History of Astronomy, http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  29. (Ingelesez)  PROCTOR, RICHARD A. (1870-01-27), «Are Any of the Nebulæ Star-Systems?», Nature (13): 331–333, doi:10.1038/001331a0, https://doi.org/10.1038/001331a0. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  30.   Angelo Secchi, S.J., 2011-07-21, https://web.archive.org/web/20110721210124/http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  31.   Robert Grant Aitken, The Binary Stars, http://archive.org/details/TheBinaryStars. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  32. (Ingelesez)  Michelson, A. A.; Pease, F. G. (May 1921), «Measurement of the Diameter of alpha Orionis with the Interferometer.», The Astrophysical Journal (53), doi:10.1086/142603, ISSN 0004-637X, http://adsabs.harvard.edu/abs/1921ApJ....53..249M. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  33.   CWP at physics.UCLA.edu // Cecilia Payne-Gaposchkin, 2005-03-18, https://web.archive.org/web/20050318221903/http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  34.   1905-, Unsöld, Albrecht, (2001), The new cosmos : an introduction to astronomy and astrophysics. (5th ed.. argitaraldia), Springer, ISBN 3540678778, https://www.worldcat.org/oclc/47023563 .
  35. (Ingelesez)  Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno (2003), «Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31», The Astronomical Journal (3): 1298, doi:10.1086/346274, ISSN 1538-3881, http://stacks.iop.org/1538-3881/125/i=3/a=1298. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  36. (Ingelesez)  Cosmos Home - Cosmos, http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=esa_msa. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  37.   HubbleSite: News - Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet, http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  38.   HubbleSite: News - Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe, http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/19/text/. Noiz kontsultatua: 2017-12-21 .
  39. (Ingelesez)  MacNeill, Scott, Myths, Legends and Lore, http://frostydrew.org/papers.dc/papers/paper-myths/. Noiz kontsultatua: 2017-12-23 .
  40. (Ingelesez)  Prša, Andrej; Harmanec, Petr; Torres, Guillermo; Mamajek, Eric; Asplund, Martin; Capitaine, Nicole; Jørgen Christensen-Dalsgaard; Depagne, Éric et al. (2016), «Nominal Values for Selected Solar and Planetary Quantities: IAU 2015 Resolution B3», The Astronomical Journal (2): 41, doi:10.3847/0004-6256/152/2/41, ISSN 1538-3881, http://stacks.iop.org/1538-3881/152/i=2/a=41. Noiz kontsultatua: 2017-12-23 .
  41.   Woodward, Paul R. (1978-09-01), «Theoretical Models of Star Formation», Annual Review of Astronomy and Astrophysics (1): 555–584, doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011, ISSN 0066-4146, http://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev.aa.16.090178.003011. Noiz kontsultatua: 2017-12-23 .
  42.   Lada, Charles J.; Lada, Elizabeth A. (2003-09-01), «Embedded Clusters in Molecular Clouds», Annual Review of Astronomy and Astrophysics (1): 57–115, doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844, ISSN 0066-4146, http://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. Noiz kontsultatua: 2017-12-23 .
  43.   A dictionary of astronomy (2nd ed. rev. argitaraldia), Oxford University Press, 2012, ISBN 9780199609055, https://www.worldcat.org/oclc/768490749 .
  44.   (Sun), Kwok, S. (2000), The origin and evolution of planetary nebulae, Cambridge University Press, ISBN 0521623138, https://www.worldcat.org/oclc/40964827 .
  45.   Adams, F. C.; Graves, G. J. M.; Laughlin, G. (2004-12-01), Red Dwarfs and the End of the Main Sequence, 46–49. orrialdeak, http://adsabs.harvard.edu/abs/2004RMxAC..22...46A. Noiz kontsultatua: 2017-12-27 .
  46.   1955-, Smith, Michael D. (Michael David), (2004), The origin of stars, Imperial College Press, ISBN 1860945015, https://www.worldcat.org/oclc/57478653 .
  47.   From Protostellar Clouds to Protostars, 2008-06-23, https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm. Noiz kontsultatua: 2017-12-29 .
  48.   Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996), The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks, 491. orrialdeak, http://adsabs.harvard.edu/abs/1996swhs.conf..491B. Noiz kontsultatua: 2017-12-29 .
  49.   1955-, Smith, Michael D. (Michael David), (2004), The origin of stars, Imperial College Press, ISBN 1860945015, https://www.worldcat.org/oclc/57478653 .

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Orokorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Ezohiko izarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo loturak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

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