Izar eboluzio

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

Protoizarra

Sakontzeko, irakurri: «Protoizar»

Protoizarra izar jaioberria da, oraindik ere sorburu duen hodei molekularreko materiaz elikatuz hazten dena. Izarren eboluzioaren hasierako fasean dagoen izarra da.^[1] Protoizarrak hidrogenoz, helioz eta hauts-partikulaz eratutako hodei molekular bat eratzen denetik Hertzsprung-Russellen diagraman izarra sekuentzia nagusira iristen den arte izar batek izaten duen eboluzio-aldia da. Izarren eboluzio-prozesuan, protoizarren fasea da goiztiarrena^[2].

Hodeiaren zatiak, hasieran orekan zeudenak, mantso-mantso uzkurtzen jarraitzen dute zenbait milioi urtez tenperatura konstantean, grabitazio-energia irrati-uhin milimetrikoen erradiazioaren bidez xahutu arte. Une jakin batean, ezegonkortasun-fenomenoak gertatzen dira, eta, ondorioz, zati horren bat-bateko kolapsoa eragiten dute; horren ondorioz, dentsitatea handitu egiten da erdian, 30.000 milioi molekularaino cm³ bakoitzeko. Handitze horrek hodeia bere erradiazioarekiko opako bihurtzera darama, eta horrek tenperatura (10 K-tik 60-100 K-ra) igotzea eta kolapsoa moteltzea eragiten du. Berotzearen ondorioz, igorritako uhin elektromagnetikoen maiztasuna handitu egiten da; hodeia, orain, infragorri urrunean irradiatzen da, gardena baita. Hala, hautsak hodeiaren bigarren kolapsoan eragiten du^[3]. Hala, bada, konfigurazio bat sortzen da, non nukleo hidrostatiko zentral batek grabitazioz erakartzen baitu kanpoko eskualdeetan sakabanatutako materia: Lehenengo Nukleo Hidrostatikoa deritzona, bere tenperatura igotzen jarraitzen duena, birialaren teoremaren arabera; erdiko eskualde opaku horretan materiala erortzean, gasa are gehiago berotzen duten talka-uhinak sortzen dira^[4]. Bilgarritik hartze-fase horren ondoren, nukleoak uzkurdura kuasi-estatikoaren fasea hasten du.

Tenperatura nuklearra 2.000 K ingurura iristen denean, energia termikoak H²-ren molekulak disoziatzen ditu hidrogeno atomoetan, eta hidrogeno-atomoekin batera ionizatzen dira berehala. Prozesu horiek uzkurdurak askatutako energia xurgatzen dute, eta, horri esker, uzkurdurak erorketa askeko abiaduran kolapso-denborarekin aldera daitezkeen epeetan jarrai dezake^[5]. Erortzen ari den materialaren dentsitatea 10^-8g/cm³ra iristen denean, materia behar bezain gardena bihurtzen da energia erradiatzailea ateratzeko. Barruko konbekzioa eta erradiazio-emisioa konbinatuta, izar-enbrioiak bere erradioa uzkurtu dezake. Fase horrek jarraitu egiten du, harik eta gasaren tenperatura presio altuari eusteko behar bezain handia den arte, kolapso handiagoa saihesteko; hala, oreka hidrostatikoa lortzen da. Horrela eratutako objektuak hartze-fase hori amaitzen duenean, protoizar deritzo; izar-enbrioia fase horretan egoten da dozenaka mila urtez.

Akrezio fasea

Kolapsoaren ondoren, protoizarrak masa handitu behar du gasa metatuz; horrela, akrezio-fase bat hasten da, urteko 10^-6—10^-5 M_☉ inguruko erritmoan jarraitzen duena. Protoizarrerako materialaren ekuatorearekin lerrokatutako akrezio disko baten bitartez jarraitzen du. Disko hori erortzen den materiaren errotazio-mugimendua (hasieran hodeiarena bezalakoa) momentu angeluarra kontserbatzearen ondorioz handitzen denean sortzen da. Akrezio-erritmoa ez da konstantea: izan ere, etorkizuneko izarra berehala iristen da bere amaierako masaren erdira, eta geratzen den masa hamar aldiz baino gehiago metatzen du.

Nukleo trinkoaren materiaren zati bat bakarrik (herena kalkulatzen da) eroriko da protoizarrean; hain zuzen, diskoaren momentu angeluar guztia transferituko balitzaio, haren errotazio-abiadura handitu egingo litzateke, desintegrazioa eragiteko behar den indar zentrifugora iritsi arte. Etapa horretan, protoizarraren poloetatik abiatuta ere fluxu molekularrak sortzen dira, momentu angeluarraren soberakina sakabanatzeko, seguruenik. Zorrotada horiek sortzen dituzten mekanismoak oraindik ez daude erabat argi, baina uste da funtzio garrantzitsu bat izarraren eremu magnetikoaren indar-lerroek betetzen dutela. Eremu magnetikoaren desbideratzeak eta itzultzeak, akrezio-diskoa zeharkatzean, helize moduko bat eragingo luke, kanporatutako plasma zorrotada fin batean kanalizatuko lukeena. Zorrotada horiek hodeiko gasarekin talka egiteak Herbig-Haro objektu (HH objektuak) objektu bereziak sor ditzake.

Nukleoan gutxienez milioi bat kelvineko tenperatura lortzen denean, deuterioaren fusioa hasten da, protoi batek eta neutroi batek osatutako hidrogenoaren isotopoa ( ${\ce {1/2H}}$ ); erradiazioaren ondoriozko presioak kolapsoa moteldu egiten du (baina ez du geldiarazten), eta, bitartean, akrezio diskoaren barruko eremuetatik materiala erortzen da protoizarraren gainazalean. Erlazio honek adierazten du deuterioaren fusioak zenbat energia aska dezakeen izarrarteko gasaren masa-unitateko:

$p={\frac {{\frac {D}{H}}XE_{r}}{m_{H}}}$ ,

non ${\begin{smallmatrix}{\frac {D}{H}}\end{smallmatrix}}$ deuterioaren eta hidrogenoaren kopurua den, $X$ hidrogenoaren masaren frakzioa den, $E_{r}$ (=5,49 MeV) erreakzio bakar batean askatutako energia eta $m_{H}$ hidrogeno atomoaren masa den.

Fusio nuklearra eraginkorragoa da akrezio-fasean masa finko bat lortu denean baino, erregai berri bat metatzen baita etengabe, eta horrek erreakzioen abiadura handitzen du. Erreakzioen abiadura ere oso sentikorra da tenperaturarekiko; beraz, deuterioak termostato gisa jokatzen du, eta nukleoaren tenperatura konstante mantentzen du milioi bat K-ean; aldiz, masa berria hauspeatzen jarraitzen du kanpoko gas-bilgarritik; ondorioz, nukleoaren eta erradioaren arteko erlazioa konstante mantentzen da fusio-tasa handiagoa den fasean. Izar-nukleoaren erradio-erlazioaren konfinamendu horrek, ondorengo fase nagusiko eboluzio-aztarnekin konbinatuta, behaketa-datuekin bat datorren "jaiotza-lerro" teorikoa sortzen du Hertzsprung-Russellen diagramaren eskuinaldean.

Fase honetan, protoizarra gainerako hodeiz inguratuta dago, oso lodia eta hautsez betea izan ohi dena. Protoizarraren erradiazioak inguruko gasa lurruntzen du eta hautsa sublimatzen du; nukleo hidrostatikoaren inguruko hauts-pikorrek, berriz, fotosfera faltsu bat osatzen dute, eta kateatu egiten dute, handik datorren argiak desegin arte. Prozesu horren amaieran, protoizarra oso handia, distiratsua eta hotza da.

Protoizarraren egitura aldatu egiten da akrezio-fasean zehar, deuterioaren fusioa gertatu den ala ez kontuan hartuta: piztu baino lehen, objektua ia erabat konbektiboa da, eta nukleoa barne-eskualde geldo handi batek eta sedimentazio-zona mehe batek osatzen dute. Zona hori, barne-eremua ez bezala, adiabatikoa da argi eta garbi, eta nukleoaren barneko masa ia osoaren erantzule da. Puntu horretan, protoizarra sekuentzia nagusiko aurreko izar-fasera iristen da (PMS izarra)^[6].

Nano marroiak

Sakontzeko, irakurri: «Nano marroi»

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

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 $(L\propto M^{3})$ 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

Masa txikiko izarrak

Masa ertaineko izarrak

Azpierraldoien fasea

Gorri erraldoi adarraren fasea

Adar horizontala

Adar asintotikoki erraldoia

Post-AGB

Izar masiboak

Supernobak

Sakontzeko, irakurri: «Supernoba»

Bilakaera izar motaren arabera

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	$\lesssim$	0,5 M_Eguzki	PSP	$\rightarrow$	SP	$\rightarrow$	SubG	$\rightarrow$	GR	$\rightarrow$					EB
Masa ertaina:	0,5 M_Eguzki	$\lesssim$	M	$\lesssim$	9 M_Eguzki	PSP	$\rightarrow$	SP	$\rightarrow$	SubG	$\rightarrow$	GR	$\rightarrow$	AR/RH	$\rightarrow$	RAG	$\rightarrow$	NP+EB
Masa altua:	9 M_Eguzki	$\lesssim$	M	$\lesssim$	30 M_Eguzki	PSP	$\rightarrow$	SP	$\rightarrow$	SGAz	$\rightarrow$	SGAm	$\rightarrow$	SGR	$\rightarrow$			SN+EN
Masa biziki altua:	30 M_Eguzki	$\lesssim$	M			PSP	$\rightarrow$	SP	$\rightarrow$	SGAz/WR	$\rightarrow$	VLA	$\rightarrow$	WR	$\rightarrow$			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

↑ «Jarduera handiko izar jaioberriak» Elhuyar Aldizkaria (Noiz kontsultatua: 2018ko urriaren 10a).
↑ Stahler, Steven William; Palla, Francesco. (2004). The formation of stars. Wiley-VCH ISBN 978-3-527-40559-6. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
↑ Longair, Malcolm S.. (2008). Galaxy formation. (2nd ed. argitaraldia) Springer ISBN 978-3-540-73477-2. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
↑ Larson, Richard B.. (1969-01-01). «Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 145: 271. doi:10.1093/mnras/145.3.271. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi. (2005). Evolution of stars and stellar populations. Wiley ISBN 978-0-470-09220-0. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
↑ «Formazione stellare (1h - A)» web.archive.org 2010-03-01 (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).

Kanpo estekak

Datuak: Q6472
Multimedia: Stellar evolution / Q6472

[1] «Jarduera handiko izar jaioberriak» Elhuyar Aldizkaria (Noiz kontsultatua: 2018ko urriaren 10a).

[2] Stahler, Steven William; Palla, Francesco. (2004). The formation of stars. Wiley-VCH ISBN 978-3-527-40559-6. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).

[3] Longair, Malcolm S.. (2008). Galaxy formation. (2nd ed. argitaraldia) Springer ISBN 978-3-540-73477-2. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).

[4] Larson, Richard B.. (1969-01-01). «Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 145: 271. doi:10.1093/mnras/145.3.271. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).

[5] Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi. (2005). Evolution of stars and stellar populations. Wiley ISBN 978-0-470-09220-0. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).

[6] «Formazione stellare (1h - A)» web.archive.org 2010-03-01 (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]