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

Izar eboluzio

Wikipedia, Entziklopedia askea
Izar eboluzioa» orritik birbideratua)
Hona jauzi: nabigazioa, Bilatu
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.

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.