# Protoizar

Protoizarra izar jaioberria da, oraindik ere sorburu duen hodei molekularreko materiaz elikatuz hazten dena. Izarren eboluzioaren hasierako fasean dagoen izarra da. 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.
Eguzkiaren antzeko masako protoizarrek 100 milioi urte behar izaten dituzte normalean hodei molekularretik izarrera eboluzionatzeko sekuentzia nagusian; 15 bat eguzki-masako protoizar batek, berriz, askoz ere azkarrago eboluzionatzen du, sortzen duen eremu grabitatorio handiagoa dela eta, eta 100.000 urte behar izaten ditu sekuentzia nagusira iristeko.
Izarrak, normalean, kumulu izeneko taldeetan eratzen dira, eta talde horietako batzuk aldi berean sortzen dira. Hori azaltzeko, esan daiteke hodeia ez dela modu uniformean uzkurtzen, baizik eta zenbait zatitan banatzen dela; zati horiek uzkurtzen jarraitzen dute, eta, aldi berean, protoizarrak eratzen dituzten eskualde txikiagoetan zatitzen dira. Protoizarrek kolapso grabitatorioak ematen duen energiaren erdia dute. Beste erdia nukleoa berotzeko erabiltzen da. Beroa gainazalera eroateko prozesua konbekzioz gertatzen da, formaren materiala gutxi ionizatuta dagoelako eta horrek fotoiak asko geldiarazten dituelako eta garraio erradiatiboaren eraginkortasun ona eragozten duelako.
Masa txikiko izar batek (Eguzkiarena bezalakoa edo gutxiago) 500.000 urte inguru behar izaten ditu. Fasearen hasieran, hodei molekularraren zati bat bere grabitatearen indarrak kolapsatzen du hasieran, eta presioak jasaten duen nukleoak kolapsatzen duen barne-zatia osatzen du. Harrapatzen duen gasa agortzen denean amaitzen da, eta izar batek bere sekuentzia nagusia abiarazten du. Sekuentzia hori uzkurtu egiten da, eta, ondoren, izar bihurtzen da. Hala, hidrogenoa fusionatzen hasi eta helioa sortzen du.

## Kontzeptuaren historia

Protoizarren irudi modernoa, goian laburtua, Chushiro Hayashik iradoki zuen lehen aldiz 1966an. Lehen ereduetan protoizarren tamaina asko soberan zegoen. Ondorengo zenbakizko kalkuluek arazoa argitu eta protoizarrak masa bereko sekuentzia nagusiko izarrak baino askoz handiagoak direla erakutsi zuen. Behaketek berretsi egin dute oinarrizko emaitza teoriko hori; haien arabera, izarrik handienak ere txikiagoak dira sekuentzia nagusiaren aurretik.

## Aurrekariak: hodeiaren kolapsoa

Izarrarteko hodei bat oreka hidrostatikoan egoten da, eta gasaren energia zinetikoa, kanporako presioa sortzen duena, barne-grabitatearen energia potentzialarekin orekatzen da, hura kolapsatzera joko bailuke.
Hodeiaren masa, ordea, gasaren presioa grabitatea orekatzeko nahikoa ez bada, ezegonkortasun-fenomenoak sortzen hasiko da, eta horrek kolapso grabitatorioa eragingo du. Hodeia kolapsatzeko erabiltzen den muga-masari Jeansen masa deritzo. Masa hori tenperaturarekiko zuzenki proportzionala da eta hodeiaren dentsitatearekiko alderantziz proportzionala: zenbat eta txikiagoa izan tenperatura eta zenbat eta handiagoa dentsitatea, orduan eta txikiagoa izango da prozesu hori gertatzeko behar den masa. Izan ere, eskualde trinkoenek, kolapsora iristeko bidean, materia eransten duten heinean, Jeansen masa txikiagoak lortzen dira, eta, ondorioz, hodeia gero eta zati hierarkiko txikiagotan banatzen da, zatiek izar-masa bat lortu arte. Multzo horiei nukleo dentso deritze, eta 6.000 eta 60.000 UA bitarteko tamaina dute. Dentsitateak 105-106 partikula ingurukoak dira cm$^3$ bakoitzeko, eta materia kantitate aldakorrak dituzte. Masa maila oso zabala da, baina masa txikienak dira ohikoenak. Masen banaketa hori bat dator izar-masen banaketarekin, baina kontuan hartu behar da hodei baten masa harengandik sortuko den izarraren masa halako hiru dela; horrek esan nahi du hodeiaren materiaren heren batek baino ez duela izarra sortuko, eta gainerakoa espazioan sakabanatuko dela.
Kolapsoa ez da beti modu espontaneoan hasten, bai gasaren barne-zurrunbiloen ondorioz, bai gasaren barne-presioa murriztearen ondorioz, eremu magnetikoek eragindako hozte edo disipazioaren ondorioz. Aitzitik, behaketa-datu gehienek erakusten duten bezala, ohikoena da kanpotik datorren faktoreren batek hodeia asaldatzeko esku hartzea, ezegonkortasun lokalak eraginez eta kolapsoa erraztuz. Izarren adibide asko daude, gehienak izar-elkarte handietakoak, eta haien ezaugarriek erakusten dute ia aldi berean sortu zirela: nukleo dentso independenteak aldi berean kolapsatzea bat-etortze sinestezina izango litzatekeenez, zentzuzkoagoa da pentsatzea euren inguruan eragin zuen indar baten ondorioa dela; indar horrek hodeian eragin zuen, eta kolapsoa sorrarazi eta izar-talde handi bat sortu zuen.
Zenbait kanpo-gertaerek hodei baten kolapsoa eragin dezakete: bi hodei molekularren talka-uhinek edo hurbileko supernoba baten leherketak sortutako talka-uhinek; bi galaxiaren arteko elkarrekintzaren ondoriozko itsasaldi-indarrek starburst izeneko izar-sorkuntzako jarduera bortitza eragiten dute; eratzen ari den hurbileko izar baten eguzki-erupzio oso energetikoak, edo hurbileko izar masibo baten haizearen presioak edo haren igorpen ultramoreek.

## Protoizarrak eredu estandarrean
### Nukleo hidrostatikoa eta protoizarraren eraketa

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 cm$^3$ 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. 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. Bilgarritik hartze-fase horren ondoren, nukleoak uzkurdura kuasi-estatikoaren fasea hasten du.
Tenperatura nuklearra 2.000 K ingurura iristen denean, energia termikoak H$^2$-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. Erortzen ari den materialaren dentsitatea 10$^{-8}$g/cm$^3$ra 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).

## 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).
* ↑ (Ingelesez) «Project MUSE - Protostars and Planets VI» muse.jhu.edu doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009. ISBN 9780816598762. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
* ↑ (Ingelesez) Hayashi, Chushiro. (1966-09). «Evolution of Protostars» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 4 (1): 171–192. doi:10.1146/annurev.aa.04.090166.001131. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
* ↑ (Ingelesez) Larson, R. B.. (1969-08-01). «Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Proto-Star*» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 145 (3): 271–295. doi:10.1093/mnras/145.3.271. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
* ↑ Winkler, K. -H. A.; Newman, M. J.. (1980-02-01). «Formation of solar-type stars in spherical symmetry. I - The key role of the accretion shock» The Astrophysical Journal 236: 201–211. doi:10.1086/157734. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
* ↑ Stahler, S. W.; Shu, F. H.; Taam, R. E.. (1980-10-01). «The evolution of protostars. I - Global formulation and results» The Astrophysical Journal 241: 637–654. doi:10.1086/158377. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
* ↑ Kwok, Sun. (2007). Physics and chemistry of the interstellar medium. University Science Books ISBN 978-1-891389-46-7. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
* ↑ (Italieraz) «L'enigma delle stelle massicce» Le Scienze (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
* ↑ Ward-Thompson, D.; Scott, P. F.; Hills, R. E.; Andre, P.. (1994-05-01). «A Submillimetre Continuum Survey of Pre Protostellar Cores» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 268: 276. doi:10.1093/mnras/268.1.276. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
* ↑ (Italieraz) «Nuvoloso, con probabilità di stelle» Le Scienze (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
* ↑ (Ingelesez) Falk, Sydney W.; Lattimer, James M.; Margolis, S. H.. (1977-12). «Are supernovae sources of presolar grains?» Nature 270 (5639): 700–701. doi:10.1038/270700a0. ISSN 1476-4687. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
* ↑ Wheeler, J. Craig. (2007). Cosmic catastrophes: exploding stars, black holes, and mapping the universe. (2nd ed. argitaraldia) Cambridge University Press ISBN 978-0-521-85714-7. PMC ocm73954922. (Noiz kontsultatua: 2024-04-09).
* ↑ Prialnik, Dina. (2000). An introduction to the theory of stellar structure and evolution. Cambridge University Press ISBN 978-0-521-65065-6. (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: Q204903
* Multimedia: Protostars / Q204903