Artikulu hau "Kalitatezko 1.000 artikulu 12-16 urteko ikasleentzat" proiektuaren parte da

Izar eboluzio

Wikipedia, Entziklopedia askea
Izar eboluzioa» orritik birbideratua)
Jump to navigation Jump to search

Gure eguzkiaren antzeko izar baten bizi zikloaren irudikapen artistikoa.

Astronomian, izar eboluzioa izar batek bere existentzian zehar jasaten dituen aldaketak dira.

Denbora askoan zehar, izarrak betiereko suzko bola handiak zirela uste izan zen. XIX. mendean agertu ziren izarren energiaren jatorriari buruzko lehen teoria zientifikoak. Lord Kelvinek eta Hermann von Helmholtzek izarrek euren energia, pixkanaka uzkurtuz grabitatetik lortzen zutela proposatu zuten. Baina mekanismo horrek eguzkiari bere argitasuna soilik hamarnaka milioika urte batzuetan zehar mantentzea ahalbidetuko zion, eta hori ez zetorren bat geologoek neurtutako Lurraren adinarekin, garai hartan jada milaka milioika urtetan kalkulatua zegoena. Desadostasun horrek grabitatea ez zen beste energia iturri bat bilatzera bultzatu zuen. 1920ko hamarkadan, sir Arthur Eddingtonek energia nuklearra proposatu zuen alternatiba bezala. Gaur egun, izarren bizitza prozesu nuklear horien mende dagoela dakigu, eta sortzetik heriotzera arte igarotzen dituzten faseak erreakzio nuklear mota ezberdinen tasen eta izarrek, eurengan tenperatura eta barne konposaketa aldatzean gertatzen diren aldaketen aurrean duten erreakzioaren araberakoak direla. Hala, beraz, izar eboluzioa bi indarren arteko gatazka bezala deskriba daiteke: grabitatea, izarrak gas laino batetik sortzen den unetik konprimatu eta grabitate kolapsora daramana, eta nuklearra, uzkurdura horren aurka doana erreakzio nuklearren ondorio den presio termikoaren bidez. Azken finean gatazka honen garailea grabitatea den arren (uneren baten izarra erregai nuklearrik gabe geratuko bait da) izarraren eboluzioa, funtsean, bere hasierako masaren eta, bigarrenik, bere metaltasuna eta errotazio abiaduraren araberakoa izango da, baita gertu izan ditzakeen beste izar lagun batzuen araberakoa ere.

Izarren jaiotza[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Protoizarra[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Protoizar»

Nano marroiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Nano marroi»
Eguzkia, nano marroia, Jupiter, Lurra.

Nano marroiak izarra baino gutxiagoko masadun objektuak dira, eta, beraz, bere nukleoan hidrogenoaren fusioko erreakzio nuklearrak izateko gai ez dena. Alabaina, apenas du diferentziazio kimikorik bere sakontasunaren arabera, bere bizitzaren uneren batean konbekzioa jasan baitu azaletik erdiguneraino hondakinezko isotopoen fusiozko erreakzio ahulen ondorioz. Masaren gorengo muga ondo ezagutzen da, 75 eta 80 jupitertar masaren artean dago metaltasun mailaren arabera. Gasezko erraldoirik masiboenetatik bananduko lituzketen gutxienezko masari dagokionez, hau 13 jupitertar masakoa izango litzateke, eta hortik gora objektua bere deuterio guztia fusionatzeko gai da. 65 jupitertar masatik aurrera, deuterioaz gain litioa ere erretzen dute.

Deuterioa gaztaroan erretzen du, eta posiblea da bere fusio tenperatura baxuaren ondorioz, 100.000 kelvinekoa. Deuterioa azkar desagertzen den erregai oso urria denez, erreakzio horrek ezin du kolapsoa eutsi. Nano marroiek denbora batez distiratzen jarraitzen dute erreakzioen hondakinezko beroaren eta eratzen dituzten materiaren uzkurtze motelaren ondorioz. Nano marroiek uzkurtzen eta hozten jarraituko dute orekara iritsi arte. Uste denez, nano marroiak "huts egindako" izarrak dira, Eguzkia bezalako izar baten material berberak baititu, baina oso masa gutxi dizdira egin ahal izateko. Gasezko planeten oso antzekoak dira; ez dira erabat planetak, baina ezta ere erabat izarrak.

Sekuentzia nagusia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Sekuentzia nagusia»

Sekuentzia nagusia, Hertzsprung-Russell diagraman, izar gehienak dauden eremua da. Arrazoi honegatik izar hauek sekuentzia nagusikoak bezala deituak dira. Zerrenda edo kurba honetako izarrik hotzenak nano gorriak dira, masa baxukoak, tenperatura altuetaranzko joera dutenak erraldoi urdin supermasiboak direlarik. Hertzsprung-Russell diagrama izarren tenperatura efektiboa euren argitasunaren arabera erakusten duen diagrama estatistiko bat da. Diagramako beste eremu batzutan bizitza laburreko eta eboluzio azkarreko izar erraldoiak edo nano zuri oso egonkorrak daude.

Izarrak sekuentzia honetan, tenperaturarekin lotu daitekeen espektru mota zein bere argitasuna bere masaren araberakoak direlako daude. Baina hau soilik zero ordenean da hala, hau da, hidrogenoaren fusioaren etapan.

Izar gehienek euren bizitza "aktibo" gehiena sekuentzia nagusian ematen dute, motel eboluzionatuz grabitate uzkurtze kuasiestatiko prozesu batean. Sekuentzia nagusia, berez, eremu lainotsu bat da, masa barietatearen, gertuko lagunen, eremu magnetikoen presentziaren, errotazioaren eta behaketa zehazgabetasunen ondorioz, distantzia eta izarren argitasunaren ebaluazio zuzena kasu. Izarren osaketa kimikoa ere faktorerik garrantzitsuenetako bat da izar bat diagraman ezartzeko orduan. Izatez, diagramaren luzeran zehar banatzen diren metaletan pobreak diren izar mota ugari dago, nahiko ezberdindutako taldeetan banatzen direnak eta izar azpinano eta izar azpierraldoi deritzenak, hidrogenoaren edo elementu astunagoen fusioaren etapan dauden izarren arabera, hurrenez hurren.

Izar helduak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Masa txikiko izarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Masa ertaineko izarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Azpierraldoien fasea[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Gorri erraldoi adarraren fasea[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Adar horizontala[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Adar asintotikoki erraldoia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Post-AGB[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar masiboak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Supernobak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Supernoba»

Bilakaera izar motaren arabera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Gure eguzkiaren antzeko metaltasuna, errotazio abiadura baxua eta gertuko lagunik ez duen izar batek honako fase hauek izaten ditu, bere hasierako masaren arabera.

Masa maila   Fase ebolutiboak Amaiera
Masa baxua: M 0,5 MEguzki PSP SP SubG GR EB
Masa ertaina: 0,5 MEguzki M 9 MEguzki PSP SP SubG GR AR/RH RAG NP+EB
Masa altua: 9 MEguzki M 30 MEguzki PSP SP SGAz SGAm SGR SN+EN
Masa biziki altua: 30 MEguzki M PSP SP SGAz/WR VLA WR SN/BRG+AN
Hertzsprung-Russell diagrama baten irudikatutako masa ezberdinetako izarren ibilbide ebolutiboak.

Faseen izenak honako hauek dira:

Izar bat honako era hauetan hil daiteke:

Eta utz ditzakeen hondarrak honakoak izan daitezke:

Faseak eta eboluzio mota ezberdinen arteko masen mugako balioak metaltasuna, errotazio abiadura eta izar lagunen presentziaren araberakoak dira. Hala, adibidez, gertuko lagun bat duten masa baxu edo ertaineko izarren batzuk edo metaltasun handiko izar oso masiboren batzuk euren bizitza erabat suntsituta amai dezakete, inolako hondarrik utzi gabe.


Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo loturak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

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