Sekuentzia nagusiko aurreko izar
Sekuentzia nagusiaren aurreko izarrak, sekuentzia nagusiaren aurreko eboluzio fasean aurkitzen diren izarrak dira. T Tauri do FU Orionis izarretan, 2 eguzki masa baino gutxiagoko masadunak, eta Herbig Ae/Be izarretan, 2 eta 8 eguzki masa arteko masa dutenak, banatzen dira.
Energia iturria objektu hauetan, kolapso grabitazionaletik dator, sekuentzia nagusian aurkitzen diren izarretan ez bezala, hauen energia, euren nukleoan, hidrogenoaren fusioaren bidez lortzen delarik. Hertzsprung-Russellen diagraman, sekuentzia nagusiaren aurreko etapa, gure eguzkiaren masaren erdia baino masa gutxiago duten izarrentzat, Hayashiren ibilbide ebolutiboetan luzetaranzko mugimendu bat izatera pasatzen da (ia bertikalki beherantz), eta, aurrerago, Henyeyen ibilbide ebolutiboetan zehar (ia horizontalki ezkerrerantz, sekuentzia nagusirantz).
Sekuentzia nagusiaren aurreko izarrak, izar nanoetatik, euren espektroa, grabitate eta tenperaturaren arteko baliokidetasuna neurtzeko aztertuz ezberdin daiezke. PMS izar batek, sekuentzia nagusiko batek baino itxura "puztuagoa" erakutsiko du.
Inguruko materia erdiko kondentsaketaren gainean erortzen ari den bitartean, objektua protoizartzat hartzen da. Inguruko gas eta hautsezko estaldura sakabanatu eta akrezio prozesua eteten denean, izarra, sekuentzia nagusiaren aurreko izartzat hartzen da. PMS izarrak, espektro ikusgarrian, izar jaiotzaren lerroa zeharkatzen dutenean hasten dira ikusgai izaten, sekuentzia nagusiaren eskuinean dagoena Hertzsprung-Russellen diagraman. Sekuentzia nagusiaren aurreko etapak, izarraren bizitzaren %1a baino gutxiago irauten du, izarrak, bere existentziaren %80a inguru, sekuentzia nagusian pasako duen bitartean.
Uste denez, etapa honetan, izar guztiek dituzte disko zirkumestelar trinkoak, planetak eratzeko tokirik ohikoena izan litekeena.
Kanpo estekak
[aldatu | aldatu iturburu kodea]| Autoritate kontrola |
|
|---|
Datuak: Q1062509