Izar aldakor

Wikipedia, Entziklopedia askea
T Tauri, aurresekuentzia nagusiko izar-klasearen prototipoa. Kontuan izan izarraren inguruko nebulosa.

Izar aldakorrak Lurretik neurtutako distira (haren itxurazko magnitudea) denboran zehar aldatzen duten izarrak dira. Aldaketa hori igorritako argiaren bariazio batek edo argia partez blokeatzen duen zerbaitek eragin dezake; beraz, izar aldakorrak honela sailkatzen dira:

  • Aldakor intrintsekoak: haien argitasuna benetan aldatzen da; adibidez, izarra aldizka hedatzen eta uzkurtzen delako.
  • Aldakor estrintsekoak: Lurrera irits daitekeen argi-kantitatearen aldaketengatik gertatzen dira itxurazko aldaketak distiran; adibidez, kide biko izar-sistema aniztun batean (sistema bitarra), gure ikuspuntuarekiko, izar batek bestea eklipsatzen duelako.

Izar askok, eta ziurrenik gehienek, behintzat aldaketaren bat badute argitasunean. Izan ere, gure Eguzkiaren energia-emisioa % 0,1 inguru aldatzen da 11 urteko eguzki-ziklo batean.[1]

Aurkikuntza[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Duela 3.200 urte inguru sortutako egutegi egiptoarra, zeina zorte oneko eta zorte txarreko egunez osatuta baitzen, izan daiteke izar aldakor baten aurkikuntzaren dokumentu historikorik zaharrena; zehazki, aurkikuntza hori Algol izar eklipsatzaile bitarrarena izan zen.[3][4][5]

Astronomo modernoen artean, 1638an, Johannes Holwarda-k lehen izar aldakorra identifikatu zuen, Omicron Ceti izarrak (geroago Mira izendatuta) 11 hilabeteko ziklo batean pultsatzen zuela ohartu zuenean. Lehenago, 1596an, David Fabricius-ek izar hori noba gisa deskribatu zuen.

Aurkikuntza horrek, 1572an eta 1604an behatutako supernobekin batera, frogatu zuen zeru izartua ez zela aldaezina, Aristoteles-ek eta garai bateko beste filosofoek baieztatu zuten bezala. Horrela, izar aldakorren aurkikuntzak XVI. eta XVII. mendeetako iraultza astronomikoan lagundu zuen.

1669an, Germiniano Montanari-k[6] bigarren izar aldakorra identifikatu eta deskribatu zuen: arestian aipatutako Algol aldakor eklipsatzailea. John Goodricke-k, 1784an, izar honen aldagarritasuna azaldu zuen. 1686an, G. Kirch[7]-ek Chi Cygni identifikatu zuen; ondoren, 1704an, G. D. Maraldi-k R Hydrae deskribatu zuen[8]. 1786. urterako, hamar izar aldakor ezagutzen ziren. John Goodricke-k Delta Cephei eta Beta Lyrae aurkitu zituen. 1850. urtetik aurrera, izar aldakor ezagunen kopurua azkar handitu egin da, bereziki 1890etik aurrera, izar aldakorrak argazkigintzaren bidez identifikatu ahal izan zirenean.

Izar Aldakorren Katalogo Orokorraren[9] azken argitalpenak (2008) Esne Bidean dauden 46.000 izar aldakor baino gehiago aipatzen ditu. Gainera, beste galaxia batzuetan, 10.000 izar aldakor eta 10.000 aldakor “susmagarri” baino gehiago aipatzen ditu.

Aldakortasunaren detekzioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Aldakortasun mota arruntenek aldaketak eragiten dituzte distiran, baina beste aldakortasun mota batzuk ere gertatzen dira, espektroko aldaketekin lotutakoak bereziki. Argi-kurbaren datuak eta espektro-aldaketak konbinatuz, askotan, astronomoek azal dezakete zergatik den izar jakin bat aldakorra[10].

Izar aldakorren behaketak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Oro har, fotometria, espektrofotometria eta espektroskopiaren bidez aztertzen dira izar aldakorrak. Distiran gertatzen diren aldaketen neurketak marraztu daitezke argi-kurbak sortzeko. Izar aldakor erregularren kasuan, aldaketa-periodoa eta haren anplitudea oso ondo zehaztu ahal dira. Hala ere, izar aldakor askoren kasuan, kantitate horiek astiro aldatu ahal dira denborarekin, edo periodo batetik bestera. Argi-kurbaren argitasun gailurrei maximoak deitzen zaie, eta punturik baxuenei, berriz, minimoak.[11]

Astronomo amateurrek izar aldakorren azterketa zientifiko erabilgarriak egin ditzakete. Horretarako, magnitude ezagun eta konstanteak dituzten ikus-eremu teleskopiko bereko izarrak konparatzen dituzte. Izar aldakorren magnitudea balioztatzean eta behaketa-denbora idaztean, argi-kurbak eraiki daitezke. Estatu Batuetako Izar Aldakorren Behatzaileen Elkarteak mundu osoan egindako azterlanak biltzen eta komunitate zientifikoarekin partekatzen ditu.

Argi-kurbatik datu hauek ondorioztatzen dira:

  • Distira-aldaketak periodikoak, erdiperiodikoak, irregularrak edo bakarrak dira?
  • Zein da distira-fluktuazioen periodoa?
  • Zein da argi-kurbaren forma (simetrikoa edo ez, angeluarra edo leunki aldakorra, etab.)?

Espektrotik datu hauek ondorioztatzen dira:

  • Zer izar-mota da?: zer tenperatura du? eta haren argitasun-mota (izar nanoa, izar erraldoia, supererraldoia, etab.)?
  • Izar sinplea ala bitarra da? (izar bitar baten espektro konbinatuak izar kide bakoitzaren espektroen elementuak erakuts ditzake).
  • Espektroa denborarekin aldatzen da? (adibidez, izarra beroago eta hotzago bihur daiteke aldizka).
  • Distira-aldaketak behatzen den espektro-zatiaren araberakoak izan daitezke (adibidez, argi ikusgaian aldaketa handiak gertatzen dira, baina ez da ia aldaketarik gertatzen infragorrian).
  • Espektro-lerroen uhin-luzerak mugitzen badira (Doppler efektua), horrek mugimendu-ekintza bat adierazten du (adibidez, izarraren aldizkako hedapena eta uzkurdura, edo haren errotazioa edo hedatzen ari den gas-geruza).
  • Izarren gainean sortzen diren eremu magnetiko indartsuek espektroko neurketak oztopatzen eta zailtzen dituzte.
  • Ohiz kanpoko igorpen edo xurgapen-lerroak izar-atmosfera beroaren edo izarraren inguruko gas-hodeien adierazle izan daitezke.

Oso kasu gutxitan lor daitezke izar-disko baten irudiak. Horiek orban ilunagoak izan ditzakete azalean.

Betelgeuse, Celestia programarekin 8 unitate astronomiko distantziatik ikusitako izar aldakor pultsatzailea.

Behaketen interpretazioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Askotan, argi-kurbak eta espektro-datuak bateratuz, izar aldakor batean gertatzen diren aldaketei buruzko informazioa lortzen da[12]. Adibidez, izar pultsatzaileen behaketa-ebidentziak haien desplazamendu-espektroan daude, haien azalera aldizka guganantz hurbiltzen eta gugandik urruntzen ari delako, haien distira aldakorraren maiztasun berarekin[13].

Izar aldakor guztien ia bi herenek pultsatzaileak dirudite[14]. 1930eko hamarkadan, Arthur Stanley Eddington astronomoak erakutsi zuen izar baten barrualdea deskribatzen duten ekuazio matematikoek ezegonkortasunak eragin ditzaketela, izar baten pultsazioa erakarriz.[15] Ezegonkortasun mota arruntenek izarraren kanpoko geruza konbektiboetako ionizazio-graduko oszilazioekin zerikusia dute.[16]

Izarra hedapen-fasean dagoenean, bere kanpoko geruzak hedatu eta hoztu egiten dira. Tenperaturaren jaitsiera dela eta, ionizazio-gradua ere jaitsi egiten da. Honek gasa gardenago bihurtzen du eta, beraz, izarraren energiaren erradiazioa errazten da. Ondorioz, izarra uzkurtzen hasten da. Gasa konprimatu ahala, berotu egiten da eta ionizazio-gradua berriro handitzen da. Horren ondorioz, gasa opakoago egiten da, eta erradiazioa gasaren barnean geratzen da denboraldi baterako harrapatuta. Honek gasa gehiago berotzen du, gasa berriro hedatuz. Horrela, hedapen eta konpresio-ziklo bat mantentzen da.

Jakina da Helioaren ionizazioan gertatzen diren oszilazioek (He++etik He+era eta He++ra itzuliz) Zefeida izar aldakorren pultsazioa eragiten dutela.[17]

Izar aldakorren nomenklatura[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Konstelazio jakin baten barruan, aurkitutako lehenengo izar aldakorrak R eta Z-ren artean dauden letrekin izendatu ziren, adibidez, R Andromedae. Nomenklatura-sistema hori Friedrich W. Argelander-ek garatu zuen, eta R letra eman zion aldez aurreko izenik gabeko lehen izar aldakorrari, Bayer-en izendapenak erabiltzen ez zuen lehen letra. Hurrengo aurkikuntzetarako RR eta ZZ-ren arteko letren konbinazioak erabili ziren, hau da, RR…RZ, SS…SZ, ..., ZZ, adibidez, RR Lyrae. Ondorengo aurkikuntzek AA…AZ eta QQ…QZ konbinazioen arteko letrak erabili zituzten (J izan ezik). 334 konbinazio horiek agortu zirenean, izar aldakorrak aurkikuntza-ordenaren arabera zenbakitzen hasi ziren, V335 aurrizkiarekin hasiz[19].

Sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sarreran aipatu bezala, izar aldakorrak intrintsekoak edo estrintsekoak izan daitezke.

  • Izar aldakor intrintsekoak: izarren propietate fisikoen aldaketen ondorioz aldatzen diren izarrak. Multzo hau hiru azpitaldetan bana daiteke.
    • Izar aldakor pultsatzaileak: zahartze-prozesu naturalaren ondorioz haien erradioa periodikoki hedatzeko eta uzkurtzeko joera duten izarrak dira.
    • Erupzio-izar aldakorrak: azalean erupzioak (sugarrak edo masa-eiekzioak) izaten dituzten izarrak.
    • Izar aldakor kataklismikoak edo leherkorrak: beren propietateetan aldaketa kataklismikoa jasaten duten izarrak, hala nola, nobak eta supernobak.
  • Izar aldakor estrintsekoak: errotazio edo eklipse bezalako kanpo-propietateen eraginaren ondorioz aldatzen diren izarrak dira.  Mota honetan bi azpitalde daude:
    • Izar bitar eklipsatzaileak: izar bikoitzak, non, Lurraren ikuspegitik ikusita, izar biek aldizka elkar eklipsatzen duten, orbitatzen duten bitartean.
    • Izar bitar itzaltzaileak: errotazioarekin zerikusia duten fenomenoek eragindako aldakortasuna dutenak. Hori dela eta, berealdiko eguzki-orbanak dituzten izarrak daude, beren itxurazko distirari eragiten diotenak edo, biraketa-abiadura oso handia izateagatik, forma elipsoidala dutenak.

Azpimultzo horiek mota zehatzagoetan sailka daitezke, eta horiek izar prototipikoaren arabera izendatzen dira. Esate baterako, noba nanoak U Geminorum izarrak dira, mota horretako identifikatu zen lehen izarra U Geminorum izan baitzen.

Izar aldakor intrintsekoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Jarraian, izar aldakor intrintseko motak aurkezten dira.

Izar aldakor intrintsekoak Hertzsprung–Russell diagraman.[20]

Izar aldakor pultsatzaileak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Izar aldakor pultsatzaile»

Izar pultsatzaileak hedatu eta uzkurtzen direnez, beraien distira eta espektroa aldatzen dute. Pultsazioak, oro har, honela banatzen dira: erradiala, non izar osoa hedatu eta uzkurtu egiten den; eta ez-erradiala, non izarraren atal bat hedatzen eta beste atal bat uzkurtzen den. Zientzialari batzuek pultsazio ez-erradialak pultsazio erradialeko kasu berezitzat hartzen dituzte, definizio orokorragoa sortzeko; baina komenigarriena da bi terminoak elkar-ukatzailetzat hartzea, normalean mota baten edo bestearen arabera aldatzen baitira.

Pultsazio motaren arabera eta pultsazio horrek izarraren barruan duen kokapenaren arabera, izarraren periodoa zehazten duen funtsezko maiztasun edo maiztasun natural bat dago. Izarrek harmoniko edo goi-harmoniko batean ere pultsa dezakete (maiztasun altuago batean eta, ondorioz, periodo laburrago batean).

Izar aldakor pultsatzaileek, batzuetan, zehatz definitutako periodo bakarra izaten dute, baina askotan maiztasun askorekin pultsatzen dute aldi berean, eta analisi konplexua beharrezkoa da interferentzia-aldi desberdinak zehazteko. Gainera, kasu batzuetan, pultsazioek berek ez dute maiztasun zehatzik, eta horrek ausazko aldaketa eragiten du (aldakuntza estokastikoa). Izarren barrualdea pultsazioak erabiliz aztertzen duen zientzia astrosismologia da.

Izar baten pultsazioa berrelikadura-mekanismo bat duen indar bulkatzaile batek eragiten du. Izar aldakor pultsatzaileetan, indar bulkatzailea izarraren barne-energia da, normalean fusio nuklearraren bidez lortzen dena, baina kasu batzuetan soilik biltegiratutako energiaren bidez, zeina beti kanporantz hedatzen saiatzen den.

HR diagramako zenbait posiziotan, erradiazioen bidez lortutako energia-irteeraren fluxua asko aldatzen da igarotzen ari den materialaren dentsitatearekin edo tenperaturarekin. Geruza baten opakutasuna handia denean, geruza hori hedatu egiten da, baina tenperatura edo presioa gutxitzeak opakutasuna berriro gutxitzea eragiten du. Hau berrelikadura-mekanismo bihurtzen da eta ondorioz pultsazio erregularrak sortzen ditu. Hori gertatzen da, oro har, materialaren ionizazio-maila aldatzen denean, adibidez, izar horietako helioaren ionizazioa ezegonkortasun-bandan.

Pultsazio baten hedapen-fasea barne-energiaren fluxuaren blokeoak eragiten du. Blokeoa, berriz, opakutasun handiko material batek eragiten du, baina hori izarraren sakontasun jakin batean gertatu behar da ageriko pultsazioak sortzeko. Hedapena konbekzio-eremuaren azpitik gertatzen bada, ez da gainazalean ikusiko. Hedapena azaleratik gertuegi gertatzen bada, baliteke berreskuratze-indarrik ez egotea pultsazio bat sortzeko.

Baldin pultsazioa izar baten barruan oso endekatuta ez dagoen geruza batean gertatzen bada, pultsazio baten uzkurdura-fasea sortzeko berreskuratze-indarra presioa bera izan daiteke. Horri pultsazioaren modu akustiko edo presurizazio-modu esaten zaio, “p-modua” (p-mode) laburtua. Beste kasu batzuetan, berreskuratze-indarra grabitatorioa besterik ez da, eta horri g-modu (g-mode) deitzen zaio. Izar aldakorrek, normalean, modu horietako bakar batean pultsatzen dute.

α Cygni izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

α Cygni izar aldakorrak Beptik AepIa-ra espektro-klaseko pultsatzaile supererraldoi ez-erradialak dira. Beren periodoak  bai egun batzuetakoak, bai aste batzuetakoak izan daitezke, eta beren aldakortasunaren anplitudea 0,1 magnitudeko ordenakoa da. Distira-aldaketak, irregularrak diruditenak, periodo laburreko oszilazio askoren gainezarmenak eragiten ditu. Deneb (α Cyg), Cygnus konstelazioan, izar hauetako prototipoa da.

β Cephei izar aldakorrak[21][aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Beta Cephei izar aldakor»

β Cephei izar aldakorrek 0,1 eta 0,6 egun bitarteko pultsazio-periodo laburrak izaten dituzte, 0,01etik 0,03ra bitarteko magnitudeko amplitudearekin. Distiratsuagoak dira uzkurdura minimoan daudenean.[22][23][24]

RS Pupis, Esne Bideko Zefeida izar aldakor ezagunetako bat.

δ Cephei izar aldakorrak (Zefeidak)[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Delta Cephei»

δ Cephei izar aldakorrak izar aldakorren mota garrantzitsuenetarikoak dira: erraldoi horiak (F-G espektro motakoak eta I argitasun motakoak) dira, eta periodo oso erregularreko pultsazioak izaten dituztenak (periodo horrek eguneko edo asteko iraupena izan dezake). Normalean aldakor Cefeidak deituak, beren izena δ Cephei izarretik dator, aurkitu zen mota honetako lehena.

Zefeidak garrantzitsuak dira estandar gisa balio dutelako. Beraien argitasunak zerikusi zuzena du aldaketa-periodoarekin, metaltasunean mendekotasun txikia baitu. Pultsazio-periodoa zenbat eta luzeagoa izan, orduan eta argitsuagoa izango da izarra. Harreman hori Henrietta Swan Leavittek aurkitu zuen, Harvardeko Behatokiko argazki-plaken behaketa zorrotza egin ondoren. Periodo-argitasun erlazio hori kalibratu ondoren, Zefeida baten argitasuna zehaztu daiteke. Zein distantziatara dagoen ere erraz jakin daiteke itxurazko distiratik abiatuta. Horregatik, Zefeida aldakorrak behatzea oso garrantzitsua da Talde Lokaleko galaxien distantzia zehazteko, besteak beste.[25]

Edwin Hubble astronomo estatubatuarrak metodo hau erabili zuen “nebulosa kiribilak” benetan beste galaxia batzuk zirela frogatzeko.

Gaueko zeruko izarrik distiratsuenetako bat, Polaris, Izar Polarra, Zefeida bat da, baina ezohikoa.

  • W Virgins izar aldakorrak: Zefeiden oso antzekoak dira, baina II. Populazioarenak dira. Beraz, metalikotasun-maila baxuagoa dute eta, horregatik, perimetro-argitasun erlazio zertxobait desberdina.
  • δ Scuti izar aldakorrak: δ Scuti izar aldakorrak ere Zefeiden antzekoak dira, baina askoz ere distira meheagoarekin eta periodo laburragoak dituzte (A espektro-mota, IV, V argi-mota). Lehen Zefeida nanoak deitzen zitzaien. Normalean, gainezarritako periodo asko dituzte, argi-kurba oso konplexua osatzeko konbinatzen direnak. Scuti δ izar tipikoak 0,003 eta 0,9 magnitude bitarteko anplitudea du, 0,01 eta 0,2 egunen bitarteko periodoarekin. Mota espektrala normalean A0 eta F5 artekoa izaten da.

Mira izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Mira izar aldakor»

Mira motako izar aldakorrak tenperatura moderatuko supererraldoi gorriak dira, eta oso pultsazio luzeak izaten dituzte. Normalean hilabete asko irauten duten periodoak dituzte, eta haien distira 2,5 edo 11 magnitudetan handitu daiteke, berriz ere opakatu aurretik.

PV Telescopium izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Mota honetako izarrak heliozko supererraldoiak dira, 0,1 eta 1 egun bitarteko periodoekin eta batez besteko 0,1 magnitudeko anplitudearekin.

RR Lyrae izar aldakorrak, VVV ESO zundaketa publikoaren zentro galaktikotik gertu.

RR Lyrae izar adakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «RR Lyrae izar aldakor»

Izar hauek, neurri batean, Zefeiden antzekoak dira, hain argitsuak ez diren arren. Era berean, Zefeidak baino zaharragoak dira; II. Populazioarenak dira. Kumulu globular kopuru handia dutenez, batzuetan kumulu-Zefeidak deitzen zaie. Periodo-argitasun erlazio ezagunak ere badituzte eta, beraz, besteak bezala, distantziak neurtzeko erabiltzen dira. A espektro motako izar hauek 0,2 eta 2 magnitude artean aldatzen dira, ordu batzuetatik egun batera edo gehiagora bitarteko periodoan. Bere distira handiagoa da bere erradioa maximoan dagoenean.

RV Tauri izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hauek supererraldoi horiak dira, minimo txiki edo nabarmen baten artean txandakatzen direnak. Mutur bikoitzeko aldakuntza horrek 30 eta 100 egun bitarteko periodoak izaten ditu, 3 eta 4 magnitude bitarteko anplitudearekin. Aldaketa honi gainezarria, baliteke urte batzuetako periodoetako iraupen luzeko aldaketak izatea. Haien mota espektralak F edo G dira maximoan daudenean, eta K edo M minimoan.

Izar aldakor semierregularrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Normalean supererraldoi gorriak izaten dira. Noizbehinka definitutako periodoa dute, baina aldaketa-aldi irregularrak ere izaten dituzte. Aldakor semirregular mota horren adibiderik ezagunena Betelgeuse da, Orion konstelazioan, zeinaren magnitudea +0,2 eta +1,2 artekoa baita.

Antares izar supererraldoi gorria lurretik ikusita. Goiko ezkerreko izkinan ikusten den izar distiratsua da.

SX Phoenicis izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

A2 eta F5 espektro-motako izar hauek Scuti izar aldakorren antzekoak dira. Batez ere kumulu globularretan daude. Fluktuazioak dauzkate 1 edo 2 orduan behin, 0,7 magnitudeko ordenan.

ZZ Ceti izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «ZZ Ceti izar aldakor»

Izar pultsatzaile ez-erradial hauek 0,5 eta 25 minutu bitarteko periodoak izaten dituzte, eta 0,001 eta 0,2 arteko magnitudeko fluktuazio txikia izaten dute.

Izar aldakor irregularrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Izar aldakor irregular»

Normalean, supererraldoi gorriak izaten dira, maiztasun gutxikoak edo batere maiztasunik ez dutenak. Askotan, erdi irregularrak izaten dira eta ezin dira behar bezala aztertu. Beraz, birsailkatu egin behar izaten dira.

BLAP izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar pultsatzaileen klase berri bat da honako hau. Izar hauen ezaugarri nagusia da ordu erdiko aldian (20-40 minutu bitartean) distiraren portzentajea aldatu egiten dutela zenbait dozenatan.

Erupzio-izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Erupzio-izar aldakorrek distira irregularreko edo erdi-erregularreko aldaketak erakusten dituzte, izarretik materialak galtzeak edo, batzuetan, izarrari metatzeak eragindakoak. Izen hau izan arren, ez dira lehergarriak; lehergarriak direnak izar aldakor kataklismikoak dira.

Protoizarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Sekuentzia nagusiko aurreko izar»

Protoizarrak gas-nebulosa bat benetako izar bihurtzeko prozesua osatu ez duten objektu gazteak dira. Protoizar gehienek distira-aldaketa irregularrak dituzte.

Herbig Ae/Be izarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Herbig Ae/Be izar»

Herbig Ae/Be izar masiboenen aldakortasuna (2-8 eguzki-masa) izar inguruko diskoetan orbitatzen duten gas-hautsen multzoen ondorio dela uste da.

Orion izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Orion izar aldakorrak sekuentzia nagusiko aurreko izar gazteak eta beroak dira, normalean nebulositatean txertatuak. Magnitude desberdinetako anplitudeak dituzten periodo irregularrak dituzte. Orion izar aldakorren azpimota ezagun bat T Tauri aldakorrak dira. T Tauri-ren izarren aldakortasuna izar-azaleko orbanen eta inguruko diskoetan orbitatzen duten gas-hautsen multzoen ondorio da.

FU Orionis izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar hauek islapen-nebulosetan bizi dira. Haien argitasunean pixkanakako handipenak erakusten dituzte (6 magnitudeko ordenakoak); ondoren, distira konstanteko fase luze bat dute. Geroago, 2 magnitudetan iluntzen dira (sei aldiz ilunagoak) urte askotako periodo batean. V1057 Cygni, adibidez, 2,5 magnitudetan ilundu zen (hamar aldiz ilunagoa) hamaika urteko denbora-tarte batean. FU Orionis izar aldakorrak A-tik G-ra bitarteko espektro-motakoak dira, eta ziur aski eboluzio-fase bat dira T Tauri izarren bizitzan.

Erraldoiak eta supererraldoiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar handiek nahiko erraz galtzen dute materia. Horregatik, erupzioek eta masa-galerek eragindako aldakortasuna nahiko ohikoa da izar erraldoien eta supererraldoien artean.

Izar aldakor urdin argitsuak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Izar aldakor urdin argitsu»

S Doradus izar aldakorrak ere deitzen zaie izar hauei. Ezagutzen diren izar argitsuenak mota honetakoak dira, adibidez, η Carinae hipererraldoiak eta P Cygni. Masa-galera handi iraunkorrak dituzte; baina, urte-tarteetan, barne-pultsazioak direla eta, izarrak Eddingtonen muga gainditzen du, eta masa-galera izugarri handitzen da. Distira bisuala handitu egiten da, nahiz eta argitasun orokorra ez den asko aldatzen. Izar aldakor urdin argitsu batzuetan behatutako erupzio erraldoiek argitasuna handitu egiten dute. Haien argitasuna hainbeste handitzen dutenez, supernoba-inpostore izenez etiketatzen dira, eta agian beste gertaera mota bat izan daitezke.

HR 5171 A hipererraldoi horia (irudiaren erdian ikusten den izar horia).

Hipererraldoi horiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Hipererraldoi hori»

Eboluzionatutako izar masibo hauek ezegonkorrak dira, argitasun handia baitute eta ezegonkortasun-zintaren mugaren gainetik baitaude. Aldaketa fotometriko eta espektroskopiko motelak baina batzuetan handiak izaten dituzte, masa asko galtzen dutelako eta noizbehinka erupzio handiagoak izaten dituztelako (denbora-eskala behagarri bateko aldaketa sekularrarekin luzerarekin batera). Adibiderik ezagunena Rho Cassiopeiae da.

R Coronae Borealis izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar hauek ez dute distira-gehikuntza periodikorik izaten; horren ordez, denbora gehiena distira maximoko fasean igarotzen dute. Tarte irregularretan, ordea, 1-9 magnitudetan iluntzen dira bat-batean, eta gero izarrak mantso berreskuratzen dira distira maximora iritsi arte, zenbait hilabete edo urte dirauen prozesu batean. Uste da aldaketa hori izarraren atmosferan hautsa sortzen denean gertatzen dela. Hauts hori izarretik sortu eta urrundu ahala, kondentsazio-puntuaren azpitik hozten da, eta hodeia opaku bihurtzen da. Ondorioz, izarraren distira erortzen da. Hautsaren ondorengo disipazioak distiraren handiagotze leuna eragiten du. R Coronae Borealis (R CrB) da izar prototipoa.

Hubble espazio teleskopioarekin M1-67 nebulosari egindako argazkia, Wolf-Rayet WR 124 izarraren inguruan.

Wolf–Rayet izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Wolf-Rayet izar»

Wolf–Rayet izarrak izar bero masiboak dira. Aldakortasun handia erakusten dute hainbat arrazoirengatik, hala nola interakzio bitarrengatik eta izarraren inguruko gas birakarien taldeengatik. Masa kantitate handiko kanporatze periodikoak izaten dituzte, batez beste 0,1 magnitudetan distira handituz. Helio, nitrogeno, karbono eta oxigeno lerroak dituzten espektro-lerro zabalak erakusten dituzte. Izar batzuen aldaketek estokastikoak dirudite, eta beste batzuek, aldiz, periodo anitzekoak.

Gamma Cassiopeiae izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Gamma Cassiopeiae (ɣ Cas) izar aldakorrak B motako emisio lerroko eta biraketa azkarreko ez-supererraldoiak dira. 1,5 magnitudeko fluktuazio irregularrak izaten dituzte, beren ekuatorean errotazio-abiadura azkarrak eragindako materiaren eiekzioaren ondorioz.

Izar ñirñirkariak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Izar ñirñirkari»

Sekuentzia nagusiko izarretan, aldakortasun eruptibo handia ezohikoa da. Hau izar ñirñirkarien artean bakarrik da ohikoa. UV Ceti aldakor ere deitzen zaie, eta  erupzio erregularrak dituzten sekuentzia nagusi oso ahuleko izarrak dira. Segundo gutxi batzuetan bi magnitudetan (sei aldiz distiratsuagoak) handitzen dute haien distira, eta ordu erdi edo gutxiagotan iluntzen dira beren argitasun ohikoa lortu arte. Elkarrengandik hurbil dauden nano gorri batzuk izar ñirñirkariak dira,  Proxima Centauri eta Wolf 359 barne.

RS Canum Venaticorum izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Oso kromosfera aktibo dituzten hurbileko sistema bitarrak dira, eguzki-orban handiak eta erupzioak barne (uste da fenomeno hauek gertuko kideak indartzen dituela). Aldakortasun-eskalek nabarmenki alda dezakete: egunetatik (orbita-periodotik gertu daudenean eta, batzuetan, eklipseekin ere) urteetara iraun dezakete, eguzki-orbanen jarduera aldatzen den heinean.

Izar aldakor kataklismikoak edo leherkorrak[26][aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Izar aldakor kataklismiko»

Supernoba[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Supernoba»

Supernobak izar kataklismiko izugarrienak eta unibertsoko gertakizun energetikoenak dira. Supernoba batek galaxia oso batek adina energia igor dezake denbora labur batean, bere distira 20 magnitude baino gehiagotan handituz (ehun milioi aldiz distiratsuagoa).

Supernobaren leherketa, izar nano zuri batek edo masa/dentsitatearen muga jakin batera (Chandrasekhar-ren mugara) iristen den izar baten nukleoak eragiten du. Kolapso honek “errebotatzen” du eta izarraren leherketa eragiten du, izugarrizko energia emitituz. Izar horien kanpoko geruzak hainbat milaka kilometro segundoko abiadurarekin aldaratuta suertatzen dira. Kanporatutako materiak supernoba-hondar izeneko nebulosak sor ditzake. Nebulosa mota horren adibide ezaguna Karramarroaren nebulosa da, Txinan eta beste leku batzuetan 1054an behatu zen supernoba baten hondarra zena. Jatorrizko objektua erabat desintegra daiteke leherketan edo, izar masibo baten kasuan, nukleoa neutroi-izar bihur daiteke (normalean, pulsar bat).

Eguzkia baino askoz masiboagoa den izar baten heriotzak supernoba baten jaiotza eragin dezake. Izar masibo horren bizitzaren amaieran, burdinazko nukleo ez-fusiblea sortzen da fusio-errautsetatik abiatuta. Burdinazko nukleo hori Chandrasekhar-ren mugarantz bultzatzen da hura gainditu arte eta, beraz, kolapsatu egiten da. Mota honetako supernoba aztertuenetako bat SN 1987A da, Magallaesen Hodei Handian dagoena.

Halaber, sistema bitar batean, izar kide batetik nano zuri batera egindako masa transferentziaren ondorioz supernoba bat sor daiteke. Erortzen den materiak Chandrasekhar-ren muga gainditzen du. Mota honetako izarren argitasun absolutua bere argi kurbaren propietateekin erlazionatuta dago; hortaz, supernoba hauek beste galaxiekiko distantzia ezartzeko erabil daitezke.

V838 Monocerotis izarrak duen argi-oihartzunaren hedapena.

Noba gorri argitsu[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Noba gorri argitsuak bi izarren fusioak eragindako izar-leherketak dira. Ez daude noba klasikoekin lotuta. Itxura gorri bereizgarria dute; eta, hasierako eztandaren ondoren, gainbehera geldoa dute.

Noba[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Noba»

Noba nano[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Noba nano»

DQ Herculis izar aldakorrak[27][aldatu | aldatu iturburu kodea]

AM Herculis izar aldakorrak[28][aldatu | aldatu iturburu kodea]

Z Andromedae izar aldakorrak[29][aldatu | aldatu iturburu kodea]

AM CVn izar aldakorrak[30][aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar aldakor estrintsekoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar aldakor estrintsekoak bi taldetan daude banatuta: izar aldakor birakariak eta izar aldakor eklipsatzaileak.

Izar aldakor birakariak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Biratu ahala, eguzki-orban handiak dituzten izarrek aldaketa esanguratsuak izan ditzakete distiran, eta gainazaleko eremu distiratsuagoak agertzen dira. Puntu distiratsuak izar magnetikoen polo magnetikoetan ere gertatzen dira. Forma elipsoidalak dituzten izarrek ere aldaketak erakuts ditzakete distiran, gainazalen eremu aldakorrak dituzten heinean.

Esferikoak ez diren izarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar aldakor elipsoidalak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar aldakor elipsoidalak oso hurbil dauden izar bitarrak dira; haien osagaiak ez dira esferikoak, marea-interakzioa dutelako. Izarrek biratu ahala, behatzailearengana aurkeztutako azaleraren eremua aldatu egiten da, eta honek, berriz, Lurretik ikusitako bere distirari eragiten dio.

Izar-orbanak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kasu honetan, izarraren gainazalaren distira ez da uniformea, baizik eta eremu ilunagoak eta distiratsuagoak ditu (eguzki-orbanak, adibidez). Horrez gain, izarraren kromosferaren distira ere alda daiteke. Izarrak bira egin ahala, magnitude-hamarren batzuetako distira aldaketak ikusten ditugu.

FK Comae Berenices izarren argi-kurba[31].

FK Comae Berenices izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar hauek oso azkar biratzen dute (100 km/s ekuatorean); beraz, forma elipsoidala dute. Dirudienez, G eta K espektro motako izar bakarreko sistema osatzen duten izar erraldoiak dira, eta igorpen kromosferikoko lerro nabariak dituzte. Hona hemen adibide batzuk: FK Com, V1794 Cygni eta UZ Librae. FK Comae izarren errotazio azkarraren azalpen posible bat da kontaktuzko izar bitar baten fusioaren emaitza izatea[32].

BY Draconis izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

BY Draconis izarrak K edo M espektro motakoak dira, eta 0,5 magnitude baino gutxiagotan aldatzen dira (% 70eko aldaketa argitasunean).

Eremu magnetikoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Alpha-2 Canum Venaticorum izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Alpha² Canum Venaticorum izar aldakor»

Alpha-2 Canum Venaticorum (α2 CVn) izar aldakorrak sekuentzia nagusiko izarrak dira, B8-A7 espektro motakoak. 0,01-0,1 magnitude arteko fluktuazioak dituzte, eremu magnetikoetan izandako aldaketen ondorioz sortutakoak.

SX Arietis izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Mota honetako izarrek 0,1 magnitudeko distira-fluktuazioak dituzte, eremu magnetikoetan gertatzen diren aldaketen ondorioz biraketa-abiadura handiak dituztelako.

Karramarroaren Nebulosa. Pulsar haize-nebulosaren sinkrotoi-emisioa ikusten da, eremu magnetikoen eta erdiko pulsarren partikulen injekzioaren bidez eragindakoa.

Optikoki pulsar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Pulsar»

Argi ikusgaian pulsar gutxi detektatu dira. Neutroi-izar hauek distira aldatzen dute biratzen duten bitartean. Azkar biratzen dutenez, distira-aldaketak oso azkar gertatzen dira, milisegundo batzuetatik segundo gutxira. Ezagutzen den adibide onena Karramarroaren Pulsarra da.

Izar bitar eklipsatzaileen argitasunaren aldaketak denboran zehar.

Izar bitar eklipsatzaileak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Izar bitar» eta «Izar bitar ekplisatzaile»

Izar aldakor estrintsekoetan, distira aldatu egiten da. Honen arrazoi ohikoenetako bat izar bitar baten presentzia da; beraz, biek batera izar bitar bat osatzen dute. Zenbait angelutatik ikusten denean, izar batek bestea itzal dezake, distira murriztuz. Bitar eklipsatzailerik ospetsuenetako bat Algol (edo Beta Persei) da.[33]

Algol izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Algol izar aldakorrek minimo bat edo bi dituzten eklipseak izaten dituzte. Minimo horiek ia konstanteak diren argi-periodoen bidez bereizten dira. Mota honetako prototipoa Perseus konstelazioan dagoen Algol izarra da.[34]

Periodo bikoitzeko izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Periodo bikoitz duten izar aldakorrek masa-truke ziklikoa dute; horren ondorioz, periodo orbitala modu aurresangarrian aldatzen da oso epe luzean. Adibide ezagunena V393 Scorpii da.

Beta Lyrae motako izar bitar eklipsatzailea. Gorputz astun eta zuriena gas-eraztun batez inguratuta dago. Gasa malko gisa iristen da gorputz sekundarioraino.

Beta Lyrae izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Beta Lyrae (β Lyr) izar aldakorrak elkarrengandik oso hurbil dauden izar bitarrak dira. Sheliak izarrak izendatzen ditu. Izar aldakor eklipsatzaile hauen argi-kurbak etengabe aldatzen ari dira, eta ia ezinezkoa da eklipse bakoitzaren hasiera eta amaiera zehatzak zehaztea.

W Serpentis izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

W Serpentis erdi-atxikitutako izar bitar mota baten prototipoa da, eta trinkoagoa den izar masibo batera transferitzeko material erraldoi edo supererraldoia du. Antzeko β Lyr sistemetatik bereizten dira, material-disko bateko metaketa-puntu beroen UV emisio handia dutelako.

W Ursae Majoris izar aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Talde honetako izarrek egun bat baino gutxiagoko periodoak erakusten dituzte. Izarrak elkarrengandik oso hurbil daudenez, haien azalerak ia elkarrekin kontaktuan daude.

Igarotze planetarioak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Planetak dituzten izarrek ere distira-aldaketak izan ditzakete, beren planetak Lurraren eta izarraren artean igarotzen badira. Aldaketa horiek izar-kideak dituzten izarren aldaketak baino askoz txikiagoak dira, eta behaketa oso zehatzekin baino ezin dira detektatu. Hona hemen adibide batzuk: HD 209458, GSC 02652-01324 eta Kepler Misioak detektatutako planeta eta planeta-hautagai guztiak.

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. Fröhlich, C.. (2006-08-01). «Solar Irradiance Variability Since 1978. Revision of the PMOD Composite during Solar Cycle 21» Space Science Reviews 125: 53–65. doi:10.1007/s11214-006-9046-5. ISSN 0038-6308. (Noiz kontsultatua: 2022-12-01).
  2. Cetus (konstelazioa). 2022-10-18 (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  3. Porceddu, P.; Jetsu, L.; Markkanen, T.; Toivari-Viitala, J.. (2008-10-01). «Evidence of Periodicity in Ancient Egyptian Calendars of Lucky and Unlucky Days» Cambridge Archaeological Journal 18: 327. doi:10.1017/s0959774308000395. (Noiz kontsultatua: 2022-12-01).
  4. Jetsu, Lauri; Porceddu, Sebastien. (2015-12-01). «Shifting Milestones of Natural Sciences: The Ancient Egyptian Discovery of Algol's Period Confirmed» PLoS ONE 10: 44140. doi:10.1371/journal.pone.0144140. (Noiz kontsultatua: 2022-12-01).
  5. Jetsu, L.; Porceddu, S.; Lyytinen, J.; Kajatkari, P.; Lehtinen, J.; Markkanen, T.; Toivari-Viitala, J.. (2013-08-01). «Did the Ancient Egyptians Record the Period of the Eclipsing Binary Algol—The Raging One?» The Astrophysical Journal 773: 1. doi:10.1088/0004-637X/773/1/1. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-12-01).
  6. (Ingelesez) «Geminiano Montanari» The Linda Hall Library (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  7. (Ingelesez) «khi Cygni | aavso» www.aavso.org (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  8. «R Hydrae | aavso» www.aavso.org (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  9. Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.. (2001-01-01). «General Catalogue of Variable Stars» Odessa Astronomical Publications 14: 266. (Noiz kontsultatua: 2022-12-01).
  10. «Historical Light Curves | aavso» www.aavso.org (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  11. «1905PA.....13..453Y Page 453» adsabs.harvard.edu (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  12. Variable Star Classification and Light Curves Carolyn Hurless Online Institute for Continuing Education in Astronomy (CHOICE)
  13. OpenStax: Astronomy | 19.3 Variable Stars: One Key to Cosmic Distances | Top Hat
  14. An introduction to the sun and stars. (Co-published ed. argitaraldia) Open University 2004 ISBN 0-521-83737-5. PMC 54663723. (Noiz kontsultatua: 2022-12-02).
  15. Mestel, Leon. (2004-12-01). «Arthur Stanley Eddington: pioneer of stellar structure theory» Journal of Astronomical History and Heritage 7: 65–73. ISSN 1440-2807. (Noiz kontsultatua: 2022-12-01).
  16. Cox, J. P.. (1967-01-01). The Linear Theory: Initiation of Pulsational Instability in Stars. , 3 or. (Noiz kontsultatua: 2022-12-01).
  17. Cox, John P.. (1963-08-01). «On Second Helium Ionization as a Cause of Pulsational Instability in Stars.» The Astrophysical Journal 138: 487. doi:10.1086/147661. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-12-01).
  18. (Ingelesez) Argelander, Friedrich Wilhelm August (1799–1875). 2018 (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  19. The Naming of Stars
  20. «Pulsating variables | Variable Stars South» variablestarssouth.org (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  21. Lesh, J. R.; Aizenman, M. L.. (1978-01-01). «The observational status of the beta Cephei stars.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 16: 215. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.001243. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2022-12-01).
  22. Variable Star Of The Season, Winter 2005: The Beta Cephei Stars and Their Relatives, John Percy, AAVSO.
  23. Lesh, J. R.; Aizenman, M. L. (1978). "The observational status of the Beta Cephei stars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 16: 215–240.https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev.aa.16.090178.001243
  24. «Cepheids» starchild.gsfc.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  25. Cepheid Variable Star RS Puppis
  26. «AAVSO Cataclysmic Variables Section | aavso» www.aavso.org (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  27. Darling, David. «DQ Herculis star» www.daviddarling.info (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  28. «AM Herculis | aavso» www.aavso.org (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  29. «Z Andromedae | aavso» www.aavso.org (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  30. «AM CVn stars» www.astro.ru.nl (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  31. "MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes"Space Telescope Science Institute. Retrieved 2 December 2022.
  32. Livio, Mario; Soker, Noam (June 1988). "The Common Envelope Phase in the Evolution of Binary Stars". Astrophysical Journal. 329: 764.
  33. «AAVSO Eclipsing Binaries Section | aavso» www.aavso.org (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).
  34. «Beta Persei (Algol) | aavso» www.aavso.org (Noiz kontsultatua: 2022-12-03).

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo estekak[aldatu | aldatu iturburu kodea]