Izarren sailkapena

Wikipedia, Entziklopedia askea
Hona jauzi: nabigazioa, Bilatu

Astronomian, izarren sailkapena izarren ezaugarri espektralak kontuan hartuta ordenatzea edo sailkatzea da. Izarretatik datorren erradiazio elektromagnetikoa prisma bat zatituz edo espektro baten difrakzio sarea erabiliz aztertzen da. Esandako metodoak erabiltzean, ortzadar bat agertzen da eta ortzadarra osatzen duten kolore guztiak absorzio lerroetan agertzen dira. Lerro bakoitzak elementu kimiko batenioi bat adierazten du, eta lerro honen intentsitateak elementu kimiko honen ugaritasuna. Ioien ugaritasun erlatiboa fotosferako tenperaturaren arabera aldatu daiteke. Izar baten espektro mota, izar horren ionizazioaren egoera laburtzen duen kode labur bat da, kode honek, izar horren fotosferako tenperaturaren eta dentsitatearen neurri zehatz bat ematen digu.

Gaur egun, izar gehienak Morgan-Keenan (MK) sistema erabiliz sailkatzen dira, sistema honek O, B, A, F, G, K eta M letrak erabiltzen ditu, M letra izar hotzenak sailkatzeko erabiltzen den bitartean, O letra beroenak sailkatzeko erabiltzen da. Letra bakoitzak azpisailkapenak ditu, azpisailkapen hauek izendatzeko 0tik hasita 9rainoko zenbakiak erabiltzen dira, 0ak izar beroenak ordezkatzen ditu eta 9ak hotzenak. Sistema hau handitua edo zabaldua izan da, izan ere, izar batzuek ez dute inolako tokirik sistema klasikoko sailkapenetan, adibidez, D motako izarrek (nano zuriak) eta C motako izarrek (karbonozko izarrak).

MK sisteman, distiraren araberako eskala bat gehitzen zaio espektrozko eskalari, erromatar zenbakiak erabiliz. Eskala hau ipintzeko, absorzio lerroetako lerro lodiak behatzen dira, lodiera hau atmosferaren dentsitatearen araberakoa da eta horrela, erraldoi gorriak izar nanoetatik desberdintzen dira. 0 distira motako edo la+ izarrak hipererraldoiak dira, I motako izarrak supererraldoiak dira, II motako izarrak erraldoi distiratsuak, III mota erraldoi erregularrak izendatzeko erabiltzen da, IV motakoak aurreerraldoiak edo suberraldoiak dira, V motakoak sekuentzia nagusiko izarrak, sd motakoak aurrenanoak eta D motakoak nano zuriak. Eguzkia G2V gisa sailkatzen da, hau da, sekuentzia nagusiko izarra da eta 5,800K inguruko tenperatura du.

Izarren sailkapen grabitazionala[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izarren sailkapen grabitazionala Nazioarteko Astronomia Elkarteak 2006an ezarri zituen lau irizpideren arabera gauzatzen da. 

Izarren gune grabitazionalaren araberako sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Lehenengo irizpidea, izarrak gune grabitazional bat duen edo ez jakitean datza, hau da, izar-sistema baten parte den edo ez jakin behar da. Izar-sistema baten partaide diren izarrak (gune grabitazionala duten izarrak) ''izar sistemiko'' izena jasotzen dute. Bestalde, izar-sistema baten partaide ez diren izarrek (gune grabitazionala ez duten izarrek) ''izar bakarti''  izena jasotzen dute.

Posizioaren araberako izar sistemikoen sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar bat izar sistemikoa bada, hau da, izar-sistema baten partaide bada, bi motatakoa izan daiteke aldi berean. Izar zentralak, beste izar batzuen gune grabitazional gisa jarduten duten horiek dira. Ondorioz, izar hauen inguruan beste izar batzuek orbitatzen dute. Beste izar sistemiko baten inguruan orbitazten duten izarrek ''izar satelite'' izena jasotzen dute.

Multzokatze grabitazionalaren bidezko izarren sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izarren sailkapen hau bi izar mota desberdintzean datza, izar hauek beste batzuekin erakarpen grabitazionalaren bidez elkartzen diren jakinez. Orain esan dugun bezala, sailkapen honek bi motatako izarrak sailkatzen ditu, kumularrak eta independenteak. Sailkapen hau gauzatzeko, izar bat beste batekin edo batzuekin elkartuta dagoen jakin behar da, eta ezin da elkarpen hau izar bat beste baten inguruan biraka ibiltzearen erruzkoa izan, hau da, elkarketa ezin da gune grabitazionalaren erruzkoa izan, baina grabitazionalki elkartuta egon behar dute.

Izar kumularrak, izar-kumuluak osatzen dituzten horiek dira. Kumulua globularra bada, izarrak grabitatearen ondorioz elkar erakartzen dira. Kumulua irekia bada, izarrak grabitazioaren eraginez izaten dira erakarriak, kasu hauetan gune grabitazionala kumuluaren erdiguneko masa da, hau da, izarrek erdigune berdin baten inguruan orbitatzen dute eta horregatik mantentzen dira elkarturik. Izar independenteak, beste izar batekin izar-kumuluak osatzen ez dituzten izar horiek dira. Esan beharra dago, badirela izar independente batzuk izar-sistema baten partaide direnak, izar bat orbitatzen dutelako edo izar sistema baten erdigunea direlako. Kasu honetako izarrek ''izar sistemiko-independente'' izena jasoko lukete.

Sistema planetarioaren araberako izarren sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar batek sistema planetario bat duenean, izarra bera da erdigune grabitazionala eta gainerako objektu edo gorputzek bere inguruan orbitatzen dute. Izar hauek, ''izar planetario'' izena jasotzen dute. Izar bakartuak aldiz, sistema planetario bat ez duten izarrak dira. Sistema planetario bat, asteroide, planeta, kometa edo edonolako gorputz batek osatu lezake.

Magnitudeen araberako sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sistema hau lehen aldiz Hiparco greziar astronomoak erabili zuen K.A. 134. urtean, distiraren arabera sei magnitudeetan zatitu zituen izarrak. Hiparcok 1 magnitudea zeruko 20 izar distiratsuenei ezarri zien, gero eta zenbaki handiagoak ezarri zizkien distira gutxiago zuten izarrei. Azkenik, 6 magnitudea, begi hutsez behatuta distira gutxien zuten izarrei ipini zien. Ptolomeo egiptoar astronomoak eskema hau onartu zuen eta mendebaldeko astronomoen tradizioan transmititu zen mendeetan zehar. 

Gaur egun, itxurazko magnitudeen araberako sailkapena beste bi sailkapen moten osagarri gisa hartzen da, hau da, espektro-moten eta distira motako sailkapenen osagarri gisa.

Espektro-moten araberako sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hardvardeko sailkapen espektrala bezala ere ezaguna, lehenengo zirriborroa Hardvard Unibertsitateko Edward Charles Pickeringek egin baitzuen, 1890. urtean. Ondoren, unibertsitate berean, 1901. urtean Annie Jump Cannonek hobetu zuen sailkapen hau. Izarrak sailkatzeko metodo hau da astronomian gehien erabiltzen dena.

Mota Tenperatura

(Kelvin)

Kolore konbentzionala Itxurazko kolorea Masa

(Eguzki masa)

Erradioa

(Eguzki erradioa)

Distira

(Magnitude absolutua)

Hidrogenozko lerroa Sekuentzia nagusiaren zatikia
O ≥ 33.000 K Urdina azul ≥ 16 M ≥ 6,6 R ≥ 30.000 L Ahula-Erdimailakoa %~0.00003
B 10.000–33.000 K Urdin edo urdin zurixka Urdin edo urdin zurixka 2,1–16 M 1,8–6,6 R 25–30.000 L Erdimailakoa %0,13
A 7.500–10.000 K Zuria Zuri edo zuri urdinxka 1,4–2,1 M 1,4–1,8 R 5–25 L Indartsua %0,6
F 6,000–7,500 K Zuri horixka Zuria 1,04–1,4 M 1,15–1,4 R 1,5–5 L Erdimailakoa %3
G 5.200–6,000 K Horia Zuri horixka 0,8–1,04 M 0,96–1,15 R 0,6–1,5 L Ahula %7,6
K 3.700–5.200 K Laranja Laranja 0,45–0,8 M 0,7–0,96 R 0,08–0,6 L Oso ahula %12,1
M ≤ 3.700 K Gorria Gorri edo gorri laranxka ≤ 0,45 M ≤ 0,7 R ≤ 0,08 L Oso ahula %76,45

Distiraren araberako sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Morgan-Keenanen sailkapena

1940ko hamarkadan izarren sailkapenerako metodo osagarri bat sortzen hasi ziren Yerkes behatokian. Izarren grabitateari sentikorrak ziren lerro espektralen ingurukoa zen metodo hau. 1943. urtean William W. Morgan, Philip Childs Keenan eta Edith Kellmanek abiarazi zuten, horregatik, batzuetan metodo hau Morgan Keenan Kellman izenarekin ezagutzen da, edo MKK siglekin.

Lurrazaleko grabitatearekiko sentikorrak diren lerro espektralak erabilita izarren dentsitateari buruzko datuak bildu ditzakegu. Erraldoi gorri baten erradioa masa berdineko nano zuri batenarekin alderatuta askoz handiagoa dela jakinik, grabitatea oso ezberdina izango da, intentsitatean eta lerro espektralen forman nabaritu ahalko dugu ezberdintasun hau.

Yerkes behatokiak Harvarden sailkapenean azpibanaketa batzuk txertatzea proposatu zuen azpindizeak erabiliz, adibidez, A1etik A9ra bitartekoak. Modu honi esker eta bi sailkapen moduak erabiliz, espktro-mota doitu ahal dugu. Hurrengo distira motak desberdintzen dira:

Mota
Deskribapena
0 Hipererraldoia
Ia Supererraldoi oso distiratsuak
Ib Distira gutxiagoko supererraldoiak
II Erraldoi argitsuak
III. Erraldoiak
IV. Azpierraldoiak
V Sekuentzia nagusiko izar nanoak
VI Azpinanoak (gutxi erabilia)
VII Nano zuriak (gutxi erabilia)

Distira mota ezberdinetako izarrak ez dira izarren eboluzioaren faseekin nahastu behar. Adibidez, Eguzkiaren antzeko masa duen edozein izar hurrengo faseetatik igarotzen da: sekuentzia nagusia, azpierraldoia, erraldoia gorriaapelotonamentu gorria eta adar asintotiko erraldoia. Fase horietatik lehenengoan, izarra V distira motakoa bezala sailkatuko litzake, bigarren fasean IV distira motakoa bezalaxe, eta azkeneko hiruretan III distira motakoa izango zen. Ikus daitekeen bezala, lehenengo bi faseetan izen berdina dute eboluzio-faseek eta distiraren araberako sailkapenetan erabiltzen diren azpibanaketek. Alabaina, azkeneko hiru faseetan izarra erraldoi motako izar gisa mantentzen da. Arrazoia tenperaturan dago, hiru fase horietan zehar, izarraren tenperatura baxua da eta bere kolorea gorria, beraz, izarra ezin da erraldoi gorri bezala sailkatu (distira moten sailkapenari dagokionez), garrantzitsua da aipatzea, ''erraldoi gorri'' gisa aipatutako hiru faseetatik lehenengoan baino ez dela mantentzen (eboluzio-faseei dagokienez). Beste hitz batzuetan esanda, Eguzkiaren masa antzekoa duen edozein izar bere bizitzako azkeneko bi faseetatik igarotzen denean (apelotonamentu gorri eta adar asintotiko erraldoi) erraldoi gorri bat dela esan daiteke, nahiz eta hori ez den bere eboluzio-egoera. Aipatutakoa nahiko nahasgarria izan daiteke, arrazoi historikoengatik horrela azaldu delako beti.

Nahasgarria izan daitekeen beste atal bat, Eguzkia baino masa handiagoa duten izarren eboluzio-prozesua azaltzerakoan gerta daiteke. Eguzkiaren masa halako 7 duen izar bat erraldoi gorri bihurtzen denean, (eboluzio-fasea) bere distira sailkapena II da (erraldoi distiratsua) eta ez III (erraldoia). Gure Eguzkiaren masa halako 30 duen izar batek I distira sailkapena lortzen du (supererraldoia) nukleoan hidrogenoa erretzen dagoen bitartean, hau da, sekuentzia nagusian dagoenean (eboluzio-fasea).

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo loturak[aldatu | aldatu iturburu kodea]