Geografia unibertsala»Geografia

Izarrak

Milaka urtetan, ganga birakari batean beti egongune berean dauden gauzaki argitsu, finko eta ezin aldatuzkotzat hartu ditu gizadiak izarrak. Gaur egun badakigu izarrak gasezko esfera eskergak direla, beren egongunetik higitzen direnak, eta denboran zehar itxuraldatzen direnak eta bilakaera izaten dutenak. Haiek aztertzea nekeza da astronomoentzat, izugarri urruti aurkitzen direlako eta izar gertakari gehienak iraute guztiz luzekoak direlako.Gau garbi batean, hiriko argi artifizialetatik urrun, izar diren sei bat mila puntu argitsu bereizi ere ditzake gizakiak. Teleskopio batekin milioika ikus daizteke.

Gizakiak ez zuen XVIII. mendea arte aurkitu izarrak eguzkiak direla, edo gauza bera dena, Eguzkia izarra dela. Hasieran izar mota estandar bat zegoela uste bazen ere, izarrak askotarikoak dira, erraldoiak eta nanoak baitaude, gazteak eta zaharrak, eta lehen, bigarren eta agian hirugarren belaunaldikoak.

Begi hutsez ezin da ia izar kolorerik bereizi, baina gauza nabaria da izar batzuk beste batzuk baino askoz ere distiratsuago agertzen zaizkigula. Hala ere, esan behar da ez datozela distira hauek bat egiazkoekin, zeren egon baitaitezke oso izar argitsuak baina oso urrun daudenak eta ia atzematen ez direnak, eta alderantziz, distiratsuagoa gerta dakiguke beste bat ez hain argitsua, hurbilago dagoenez gero. Izarren ageriko distira izari izeneko banakoetan neurtzen da. Izarren distiraren neurketa eskala logaritmiko bati egokitzen zaio, hau da, oso izar distiratsu bat lehen izarikoa da, haren distiraren erdia duen beste bati bigarren izaria dagokio, etab. Seigarren izaria giza begiak ozta-ozta ikus ditzakeen izarrei dagokie. Irekidura handiko teleskopio bat hamaseigarren izarira iritsi daiteke.

Izaria, egiazko argitasunaz bestalde, orobat distantziaren mende dagoenez gero, izari absolutu adigaia sortu da, hau da, izarrak 32,6 argi urteko distantziara izango lukeen argitasunari dagokiona. Izari absolutuari eskerrak egiazko argitasuna baliozta daiteke.

Izarren kolorea haren gainaldearen tenperaturaren mende dago, eta orobat izarra utzi baino lehen zeharkatzen duen materiaren izaera kimikoaren mende. Koloreak irazki berezien bidez mugatzen dira, edota izarraren xurgatze espektroaren analisiaren bidez. Oso izar bero bat, gainaldean hogeimila gradu inguruko tenperatura duena, urdinxka da kolorez; izar hotz bat, gainaldean 2.800-ren bat gradutarainoko tenperatura duena, gorrixka da. Gorriak erraldoiak edo nanoak dira; zuriak edo apur bat horiak direnak Eguzkiaren antzeko tamainakoak izan ohi dira, baina ez dute nahitaez neurri hori izan behar.

Nahiz eta hutsune nabariak dituen, atxikitzen da oraindik XIX. mendearen amaieran eta XX.aren hasieran finkatu zen sailkapen espektrala, zazpi espektro klasekoa: O, B, A, F, G, K, M, N. Urdinxka da O motako izarra eta oso distiratsua gainalde banakoko; M edo N izar bat gorria da, eta distira gutxikoa gainalde banakoko. Ezagutzen diren izarren artean argitsuenetako bat, Mu Cephei, gorri sakona da kolorez eta argitasun gutxikoa gainalde banakoko, baina gure Eguzki sistema osoa bezain handia da.

Izarren jatorriaren eta bilakaeraren azalpenak baditu, astronomoek metaturiko datu ugariak gorabehera, oraindik ebatzi gabeko hainbat auzi.

Badirudi zalantzarik gabe baiezta daitekeela izarrak nebulosetatik sortzen direla, hots, hautsezko eta gasezko hedadura handi dentsitate apalekoetatik.

Sortze prozesua erraz ulertzeko, leku jakin batzuetan materia uzkurtzeak dituen nebulosa bat dago irudikatu beharra, 10 33 gramo inguruko masakoa, eta diametroa egungo Eguzki sistema osoak baino hirurogei mila bider handiagoa duena. Grabitateak eraginiko uzkurtzeak aurrera egin ahala, geroz eta probabilitate handiagoa dago zatikiek elkar jo dezaten. Elkar jotze bakoitzean, grabitatezko energiaren zati bat berotasun bihurtzen da. Era horretan tenperatura goratuz doa hodeiaren erdigunean, grabitate eremua beste mugarik gabe. Ez da ezagutzen uzkurtzearen hasiera zer mekanismok eragiten duen, baina badakigu uzkurtzea ez dela hasiz gero gelditzen. Egoera horretan hodeiaren erdialdean 10 7 °K inguruko tenperaturakiristen dira. Gehienbat hidrogenoz osaturiko masa batean tenperaturak balio kritiko bat du; hidrogeno guneen inarroste termikoa aldaratze elektrostatikoa gainditzeko eta fusio nuklearra hasteko aski bortitza denean iristen da balio hori; hortaz, materia energia bihurtzen da, eta horrenbestez izarra sortzen da.

Hidrogenoaren fusioak askaturiko energiak aurre egiten dio grabitateak eraginiko uzkurtzeari, eta, hortaz, izarra egonkor bihurtzen da.

Erreaz eta helio bihurtuz doan hidrogenoaren fusioaren fasearen iraupena, edo orobat dena, izarra sail nagusian dagoen aldia hainbatenaz da laburragoa, zenbatenaz ere baita handia izarrak hasieran duen masa. «Sail nagusi» esaten zaio izar bateko erreakzio termonuklearren oreka faseari; ehunka edo milaka milioi urte irauten duen fase horretan izarrak arian-arian erretzen du bere guneko hidrogenoa, helio bihurtzeko.

Aldi luze horretan, izarraren masa, bolumena eta kolorea ez dira aldatzen, eta argitasuna hain poliki doa gehituz, non milioi urteko asko beharko bailirateke aldaketa hori sumatzeko. Eguzkia bezalako izar batentzat, aldi hori hamar mila milioi urtekotzat jo da: epe horren erditsuan gaudeke orain. Erraldoi urdin batentzat, aldiz, hasierako masa eta fusioaren erritmoa hain dira handiak, non sail nagusiak ez baitu irauten milioi urteko gutxi batzuk baizik.

Izarraren gunean hidrogeno guztia erretzen denean, grabitate energiak ez du berriro inongo oztoporik izango, berriz jardungo du eta beste grabitate kolapso bat gertatuko da, tenperaturaren goititzea ekarriko duena. Gune barruko tenperatura 10 7 °K ingurura heltzen denean helio nukleoen fusioko erreakzio termonuklearrezko beste fase berri bat hasiko da. Fusio honi helio flaxa esaten zaio.

Helio guneen fusioa gertatuz gero sortuz doaz gai bakun berriak, gero eta astunagoak: berilioa, ikazkaia edo karbonoa, oxigenoa, neoia, magnesioa eta silizioa, adibidez. Beste era bateko fusio termonuklear bat hasten da orduan, aurrekoa baino energia handiagokoa. Izarra izugarri puzten da eta ehun milioi kilometro baino gehiagoko diametroa hartzen du: gure Eguzkiak, adibidez, fase horretara heltzen denean, Lurraren orbitarainoko bolumena hartuko du. Dena dela hori ez da gertatuko hemendik lau mila eta bostehun milioi urte baino lehen. Diametro handitze honen ondoan izarra hoztu egiten da, eta erraldoi gorri bihurtzen.

Masa gutxiko, hots, Eguzkiarena baino lau aldiz masa gehiagorainoko izarrak direnean, tenperatura berriro goratzeak kanpoan dauden geruzen grabitate indarra gaindituko du, eta hortaz, geruza horiek espazioan barreiatuak izango dira. Batzuetan leherketaz gertatzen da barreiatze hori, eta noba bat sortzen da orduan. Nolanahi ere, gehienetan, lehertzerik gabe barreiatzen da materia, eta nebulosa planetario bat sortzen du, erdigunetzat nukleoaren hondarra duena eta apurka itzaliz joango dena, tenperatura igoera ez baita aski izango karbonozko, oxigenozko edo neoizko nukleoen fusioa eragiteko. Izarra nano zuri-aren azken fasean sartu dela esaten da.

Izarraren masa Eguzkiarena baino zortzi edo hamar aldiz handiagoa bada, grabitate energia aski gora da nukleo berri astunago horien fusioa eragiteko. Erreakzio horiek erraldoi gorri fasean hasten dira, gunearen tenperatura 2 x 10 9 °K ingurukoa denean. Nikela, kobaltoa eta burdina dira fusio prozesu horien bidez lortzen diren gai bakun astunenak, eta masa handiko izar baten azken erregaiak dira. Horiek ahitzen direnean ez dago inongo eragozpenik beste grabitate kolapso bortitz bat gerta dadin.

Grabitate indarren goititzeak 2 x 10 9 °K ingurura eraman dezake tenperatura hamabost minututan soilik.Tenperatura horietan burdin atomo gehienak banatzen dira helio nukleoetan eta atomo nukleo gehiago zatitzen lagunduko duten neutroi kopuru eskergan. Prozesu horretan ez da energiarik askatzen, xurgatzen baizik. Xurgaturiko energia grabitate energiari erantsiko zaio, eta hortaz, izarraren gunearen kolapsoa areagotuko da, halakorik izan badaiteke bederen. Zentimetro kuboko ehun milioi tona inguruko mailaraino goititzen da dentsitatea, eta hortaz, izar erabat trinko bihurtzen da. Neutroi izar bat da hura, edo, hondar energia norabide batean igortzen bada, pulsar bat.

Nukleoaren inguruan kokaturiko materiak ere grabitate kolapso hori bera jasango du. Gai bakun arinagoez osaturik daudenez gero, erdialdeko eta kanpoaldeko geruzak laster berotzen dira, energia asko askatuz ia bat-batean. Lehertze eskerga bat da horren ondorioa, argitasunaren goititze bat-batekoarekin eta izar masa oso handiarekin batean gertatzen dena. Gertakari horri supernoba izena ematen zaio. Izar berriak sortzeko lehen gaitzat hartuko da supernobek espaziora igortzen duten materia.

Supernoba baten leherketaren ondoren, oso masa handiko izarren nukleo hondarrak hain grabitate eremu intentsoko gauzakiak sor ditzake, non argiak ere ezin baitu handik ihes egin. Horregatik gauzaki horiei zulo beltz esaten zaie. Hain grabitate eremu handi-handiak ezin imajinatuzko dentsitateak eskatzen ditu, halako eran non sei kilometroko diametroa izango bailuke soilik Eguzkiaren masa bera lukeen zulo beltz batek.

Alde batera utzirik supererraldoi gorriak, Eguzkiarena baino ehun aldiz baino handiago eta gehiago baitute diametroa, Eguzkiaren diametroa baino hamar aldiz txikiagotik 25 aldiz handiagorako bitartea betetzen du gainerako izarren diametroak, etengune nabarmenik gabe. Bada, hortaz, diametroenhanditzearen araberako sail bat, nano gorrietatik hasi eta erraldoi urdin-zuriekin goia jotzen duena, tartean horiak eta zuriak daudelarik. Sailean zehar elkarri loturik gertatzen dira argitasuna, kolorea, gainaldeko tenperatura, espektro klasea eta diametroa, buru batetik bestera arian-arian aldatuz baitoaz.

Bestalde, badira hiru izar talde sail horretan sartzen ez direnak, baina izarren bilakaera ulertzeko garrantzi handia dutenak.

Lehenik bada talde bat, erraldoi gorri eta erraldoi hori esaten zaien izar hotz gorriek eta horiek osatzen dutena, Eguzkia baino hogeita hamar bat bider handiagoak baitira diametroz. Bigarren taldea nano zuriek osatzen dute, hots, oso argitasun gutxiko –eta hortaz, oso tamaina txikiko– izar beroak direnak. Horien diametroa Eguzkiarena baino ehun bat aldiz txikiagoa da. Ez dira, hortaz, Lurra baino handiagoak. Azkenik pulsarrak aipatu behar dira, 1965ean aurkitu zirenak. Oso izar bereziak dira: ahulegiak dira ikusgai izateko, eta 25 kilometroko diametroa ohi dute gehienez.