cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Altsasuko sustraiak (eskultura)
Bigarren intxaurrondoa (1991-2020)
350 urteko intxaurrondo zaharra hil zenean udalak intxaurrondo gazte bat aldatu zuten plazara. 20 urte baino gehiago egin zituen bertan baina 2020an haizete batek apurtu zuen. 2020ko urriaren 20tik 21erako gauean izandako haizearen indarrak kalte larriak eta konponezinak eragin zizkion Foru plazako zuhaitzari. Intxaurrondoek sustrai nagusia eta bigarren mailako sakoneko zainak dituzte,  azken horiek sendoak izan daitezke ere. Kasu honetan haizearen indarrak zain nagusia  erabat hautsi du. Horren erakusgarri izan zen hurrengo egunetan, haizearen eraginez, intxaurrondoak alde batera eta bestera egin zituen mugimenduak.
Eskulturaren zaharberritzea (2018-2019)
Pixkanaka eskulturaren kolorea galdu zen eta egurra zimurtzen hasi zen. Are gehiago, barrualdea hutsik zegoen, enborraren azala baino ez zen gelditzen. Berandu baino lehen Elur Ulibarrenak eraberritzeko proposamena aurkeztu zuen eta udalak 16.000 euro bideratu zituen eskultura tratatzeko. 2018an prozesuarekin hasi ziren. Eskultura garbitu, tratatu, barrualdea bete, falta ziren piezak jarri eta koloreztatu zuten.
XVII. mendetik Altsasuko plazan (1750 - 1991)
Plaza horretan 350 bat urtez bizi izan zen intxaurrondo zaharra. 1991an Foru plazan zegoen intxaurrondoa egoera larrian zegoen, hilda zegoen, eta moztu zuten. Zuhaitza oso maitatua zen herrian, sinbolo bat zen. Ulibarrenak Enrike Zelaiaren eta herritar talde baten proposamena jaso zuen, eta altsasuar hauek zuhaitzari buruz hitz egiten transmititu zuten "hain handia eta indartsua" zen, eskultoreak hori islatu zuela eskulturan.
Monumentuan Altsasu herria irudikatzen duten 38 irudi eta sinbolo agertzen dira: feminitatea, gizontasuna, nekazaritza, trenbidea, errementaritza, kobazuloak, basajaunak, hiru abeslari, ahuntza, dama bat, penaz dagoen arima, Mainamikirri sorgina, Garzia Ximenez erregea, txirrindularitza, ereilea, Altsasuko tontor eta gailurrak, pilotari erremontista, uzta, artisautza, momotxorroak, gaueko eguzkia, jainkotasuna, inauteriak, Enrike Zelaia… finean, Altsasu den guztia.
2018an udalak eskultura berritu zuen Elur Ulibarrenaren zuzendaritzapean eta jendeak auzolanean parte hartuta.
Lurraren orbita baxu
Lurraren orbita baxua, LOB edo LEO (Low Earth Orbit akronimoa), atmosferaren eta Van Allenen erradiazio gerrikoaren arteko orbita da, inklinazio angelu txikia duena.
Orbitaren ezaugarriak
Orbita altuenei bere baitan hartzen dute: Lurraren erdiorbita (MEO) —batzuetan tarteko Orbita Zirkularra (ICO) deitua— eta, gorago, Orbita Geoestazionarioa (GEO). Orbita baxua baino altuagoa den orbitak osagai elektronikoen matxura goiztiarra eragin dezake erradiazio biziaren eta karga pilatzearen ondorioz.
128 minutu baino gutxiagoko periodoa du (beraz, orbita horretan dagoen gorputzak, egunean, 11,25 aldiz biratzen du Lurraren inguruan, gutxienez) eta 0,25 baino eszentrikotasun txikiagoa. Kanpo espazioko objektu gehienak LOBn daude, inoiz Lurraren erradioaren herena, gutxi gorabehera, gainditzen ez duen altitudean. Muga horiek ez daude zurrun definituta, baina, normalean, Lurraren gainazaletik 150 - 2000 km-ra daude. Hori, oro har, tarteko orbita zirkularra baino txikiagoa da, eta orbita geoestazionariotik urrun dago. Hori baino baxuago diren orbitak ez dira egonkorrak, eta azkar indargabetzen dira atmosferarekiko marruskaduraren ondorioz. Orbita altuagoek matxura elektronikoa azkar jasaten dute, erradiazio biziaren eta karga elektrikoen pilaketaren ondorioz. Inklinazio angelu handieneko orbitei orbita polar deitzen zaie.
Satelite gehienak Lurraren orbita baxuan kokatzen dira, non 27.400 km/h inguruko abiaduran (8 km/s) abiatzen diren, lurrari buelta emanez 90 minuturo. Salbuespen nagusia orbita geoestazionala behar duten komunikazio sateliteak dira. Hala ere, energia gutxiago behar da satelite bat Lurraren orbitan jartzeko, eta, gainera, sateliteak potentzia gutxiagoko transmisoreak behar ditu datuak transferitzeko; beraz, Lurraren orbita baxua komunikaziorako aplikazio askotan erabiltzen da. Orbita horiek ez direnez geoestazionalak, satelite sare bat behar da etengabeko estaldura eman ahal izateko. Orbita baxuek teledetekziorako sateliteei ere laguntzen diete lor daitekeen xehetasun mailari esker. Teledetekzio sateliteek ere aprobetxa ditzakete eguzki-sinkronoaren behe-lurraren orbitak 800 km inguruko altitudean eta inklinazio polarretik gertu. ENVISATa Lur behaketa satelite baten adibidea da, Lurraren beheko orbita mota berezi hori erabiltzen baitu.
Erabilera
Orbita baxuei esker, sateliteak onurako lotura-aurrekontu abantailatsuaz eta behaketa tresnen bereizmen handikoaz baliatu daitezke telekomunikazioetan. Era berean, ontzi-jaurtitzaileek gehieneko karga erabilgarriak orbitan jartzea ahalbidetzen dute, Lurreko beste orbita batzuetan baino energia gutxiago behar baitute orbita horietan jartzeko. Altuera baxuagoko orbitek teledetekzioa hobeto erabiltzeko aukera ematen dute. Teledetekzioko sateliteek orbita sinkronoak ere aprobetxa ditzakete altuera horietan.
.
Lurraren orbita baxuko objektuek, termosferan, (gutxi gorabehera, 80-500 km-ra gorantz) edo exosferan (gutxi gorabehera, 500 km-tik gorantz) gasekin topo egiten dute, orbitaren altueraren arabera.
Orbitaren ezaugarriak
LOBen grabitatearen erakarpena Lurraren gainazalekoa baino apur bat txikiagoa da. Hau da Lurraren gainazaletik LOBerako distantzia askoz txikiagoa delako Lurraren erradioa baino. Hala ere, orbitan dagoen objektu bat etengabeko erorketa askean dago Lurraren inguruan, zeren, orbitan, grabitate-indarra eta indar zentrifugoa elkar orekatzen direlako. Garrantzitsua da hemen «erorketa askea», definizioz, objektuaren gainean eragiten duen indar bakarra grabitatea izatea eskatzen duela. Definizio horrek, oraindik ere, Lurraren inguruan erortzean balio du, beste indarra, indar zentrifugoa, fikziozko indarra baita. Ondorioz, orbitan dabiltzan espazio-ontziek orbitan jarraitzen dute, eta espazio-ontzi horren barruan edo kanpoan dauden pertsonek grabitate-eza pairatzen dute etengabe.
Erabilera
Lurraren orbita baxutik gorako orbitak, karga eta erradiazio metaketa handien menpe, arazo potentzialak sor ditzake osagai elektronikoetan.
Lurraren orbita baxuko grabitatea Lurraren gainazalekoa baino askoz txikiagoa ez bada ere (30 km-ko % 1 murritzagoa da), orbitan dauden pertsonek eta objektuek grabitate-eza jasaten dute. Hau da, hain zuzen, orbitan dagoelako, zeren gorputz bat, altuera horretan, estatikoa balitz, grabitateak azkar eroraraziko luke).
Satelite motak
Lurraren orbita baxuko telekomunikazio sateliteak honako hauek dira:
Orbitaren ezaugarriak
Lurraren orbita baxu egonkorra mantentzeko behar den batez besteko abiadura orbitala 7,8 km/s ingurukoa da, baina, orbita altuagoetarako, murriztu egiten da. 200 kilometroko (124,3 mi) orbita zirkular baterako kalkulua 7,79 km/s da, eta 1.500 kilometro (930 mi) 7,12 km/s da. Lurraren orbita baxura heltzeko beharrezkoa den jaurtiketa-ibilgailuaren delta-v-a 9,4 km/s inguruan hasten da.
Sateliteen bizi-iraupena LOBen
LOBen satelite baten egoitza-denbora faktore askoren araberakoa da, batez ere, Ilargiaren eraginaren eta atmosferako geruza trinkoen gaineko altueraren araberakoa. Adibidez, «Explorer-6» satelitearen orbita (AEB) 3 hilabetez behin 250 km-tik 160 km-ra aldatzen zen, eta horrek satelitearen bizi-iraupena gutxitzea ekarri zuen, espero ziren 20 urteetatik 2ra, gainera, lehen Lurraren sateliteak 3 hilabete iraun zuen (perigeoa 215 km, apogeoa 939 km). Zerbitzu-bizitzan eragiten duten beste faktore batzuk dira: Atmosferaren geruza trinkoen altuera eguneko orduaren eta satelitearen orbitaren arabera alda daitekeela, adibidez, eguerdian, 300 km-ko altueran dauden atmosferaren geruza beroen dentsitatea gauerdikoa baino 2 aldiz handiagoa dela eta satelitea Lurraren ekuatorearen gainetik igarotzean satelitearen perigeoaren altuera ere murrizten duela. Eguzki-jarduera areagotzeak goi-atmosferaren dentsitatea handitzea eragin dezake, eta, ondorioz, satelitea gehiago moteltzen da, eta bere orbitaren altuera azkarrago jaisten da.
Lurraren orbita baxuko ingurunea pilatzen ari da, ez bakarrik zabor espazialarekin.
Alternatibak
Aire beroko globoak, 20 km inguruko altueran lurraren gainean flotatzen dutenak, komunikazio-estazio gisa ere proposatu dira ahots- eta datu-zerbitzu zelularrak eskaintzeko. Erabilera horretarako, eguzki-energiaz elikatutako droneak ere proposatu dira.
Orbitaren ezaugarriak
LOBeko objektuek gasen erakarpen atmosferikoarekin topo egiten dute termosferan (80 eta 600 km, gutxi gorabehera, gainazaletik) edo exosferan (600 km inguru edo gehiago), orbitaren altueraren arabera. 300 kilometro baino gutxiagoko altuerara iristen diren sateliteen orbitak azkar suntsitzen dira arraste atmosferikoaren ondorioz. LOBen, objektuak Lurraren orbitan ibiltzen dira, atmosferaren zatirik trinkoenean eta Van Allenen barneko erradiazio gerrikoaren azpitik.
Espazio-hondakinak
LOB ingurunea espazio-hondakinez gainezkatzen ari da objektu jaurtiketen maiztasuna dela eta. Horrek gero eta kezka handiagoa eragin du azken urteotan, abiadura orbitaleko talkak arriskutsuak edo hilgarriak izan daitezkeelako. Talkek espazio-hondakin gehiago sor ditzakete, Kessler sindromea deritzon domino efektua sortuz. Espazio Operazio Konbinatuen Zentroak, Estatu Batuetako Komando Estrategikoaren parte dena (lehen Estatu Batuetako Espazio Komandoa), 10 cm baino handiagoak diren 8.500 objektu baino gehiago jarraitzen ari da LOBen. Areciboko Behatokiak egindako ikerketa baten arabera, 2 milimetro baino handiagoak diren milioi bat objektu arriskutsu egon daitezke orbitan, txikiegiak lurreko behatokietatik ikusteko.
Orbitaren ezaugarriak
Lurraren beheko orbita ekuatorialak (OTBE ingelesez) LOBen azpimultzo bat dira. Orbita horiek, Ekuatorearekiko inklinazio baxuarekin, Lurreko latitude baxuko kokapenen berrikuspen-denbora azkarrak egiteko aukera ematen dute, eta edozein orbitaren delta-v (hau da, erregai agortua) eskakizun baxuena dute, baldin eta zuzen orientatuta badaude (ez.atzeranzkoa) Lurraren errotazioarekiko. Ekuatorearekiko inklinazio angelu oso handia duten orbitei orbita polar edo Eguzkiarekiko orbita sinkronoa deitzen zaie.
1957ko azaroaren 3an, Laika txakurra izan zen Lurraren orbita baxuan hil zen lehen izaki biziduna, Sputnik 2 ontzian zegoela hil baitzen.
Erabilera
Orbita baxuan egoteko, satelite batek, Lurrarekiko, oso abiadura horizontal handia izan behar du. Lurraren gainazaletik 300 km-ra dagoen orbita zirkular batean geratzeko, sateliteak 7,8 km/s edo 28.000 km/h-ko abiadura behar du, 90 minututan Lurraren orbita oso bati dagokiona.
Lurraren orbita baxuan dauden objektuek erresistentzia atmosferikoa topatzen dute termosferan (80 eta 500 km tarteko altitudean) edo exosferan (500 km eta gorago), zeinaren izaera altueraren araberakoa den. Objektuak orbitatzeko erabiltzen den altitudea 300 km baino handiagoa izan ohi da arrastatze atmosferikoaren ondorioak mugatzeko.
Abiaraztearekin lotutako arrastatze atmosferikoak eta grabitateak, normalean, 1.500etik 2.000 m/s-ra gehitzen dizkiote delta-v-ari, Lurraren orbita baxuko 7.800 m/s-ko abiadura lortzeko behar dena.
Sateliteen bizi-iraupena LOBen
Satelitearen formak, hau da, bere erdiko sekzioaren eremuak (zeharkako sekzioa) ere funtsezko zeregina du; orbita baxuetan jarduteko, bereziki diseinatutako sateliteetarako, maiz aukeratzen dira gorputz-forma aerodinamikoak eta ekortuak.
Satelite motak
Orbita baxuko teledetekzio sateliteak honako hauek dira:
Mira (izarra)
Haren behaketaren historia
1638an, Johann Holwardak izarraren berragerpenen epea hamaika hilabetekoa izango zela zehaztu zuen ; astronomo frisiar horri Miraren aldakortasuna aurkitu izana egozten zaio askotan. Garai berean, Johannes Hevelius ek izar berezi hura behatu zuen, eta "Mira" izena jarri zion —«zoragarria» edo «harrigarria» zentzuan— 1662ko Historiola Mirae Stellaen, bere portaera ezagutzen zen beste edozein izarretatik aldentzen baitzen. Ismail Bouillaud-ek, epea, 333 eguneko zela kalkulatu zuen, hau da, egun onartzen den 332 eguneko aldiarekiko, egun bateko aldea baino txikiagoa.
Gaur egun, Mira bere izena daraman aldagaien klase baten prototipoa da, Mira aldagaiak.
Ezaugarri fisikoak
Mira M7IIIe espektral ertaineko erraldoi gorri bat da; hori M5 eta M9 artean aldatzen da —une horretan bere tenperatura eta distira baxuagoak direnean—. Bere aldakortasunaren ondorioz, haren tenperatura eta tamaina definitzea da arazoa, parametro horiek neurketa egiten den zikloaren momentuaren eta erabilitako uhin-luzeraren araberakoak baitira; ondorioz, bere argitasuna ere ez da zalantzarik gabekoa. Miraren hurbiltasun erlatiboak, ordea, bere diametro angeluarra neurtzea ahalbidetzen du, eta horrek bere erradioa kalkulatzeko aukera ematen du, argi ikusgaian 2 UA tik argi infragorrian ia bikoiztu arte aldatzen dena. Kontuan hartuz gero azaleko tenperatura 3.000 K-koa izan daitekeela, bere argitasuna eguzki-argitasuna baino 8.500 aldiz handiagoa dela kalkula daiteke, erradiazio infragorri gisa igorritako energia kopuru handia barne hartuta.
Mira (Ómicron Ceti / ο Cet / 68 Ceti) Cetus konstelazioko izar aldakorra da, «balea». Gaueko zeruko izar aipagarrienetakoa da, bere itxurazko magnitudea +2,0 artean —konstelazioko izarrik distiratsuena denean— eta +10,1 —begi hutsez ikusten ez denean— 332 eguneko aldiarekin. Hortik sortu da bere izena, Mira, latinezko miratik, «zoragarria, harrigarria». Zer distantziara aurkitzen den zalantzazkoa da, Hipparcos satelitearen aurretik egindako neurketek Eguzki Sistematik 220 argi-urtera kokatzen zuten bitartean, Hipparcosek emandako datuek 418 argi-urteko distantzia adierazten dute, % 14ko errore-marjina batekin.
Ezaugarri fisikoak
Azken finean, galdutako materialak nebulosa planetario bat osatuko du, eta izar-hondarrak, berriz, gure planetaren tamainako nano zuri batean kondentsatuko dira.
Haren behaketaren historia
Baliteke Miraren aldakortasuna antzinako Txinan, Babilonian eta Grezian jada ezaguna izatea. Ziur dena da Miraren aldakortasuna David Fabricius astronomoak 1596ko abuztuaren 13an erregistratu zuela. Merkurio planeta behatuz, Fabriciusek erreferentziazko izar bat behar zuen posizioak alderatzeko, ordura arte oharkabean zegoen hirugarren magnitudeko izar bat aukeratuz. Hala ere, abuztuaren 21en, gutxi gora behera, izarraren distira magnitude bat handitu zen, urte bereko urrirako, berriz, jada ikusten ez zenean. Fabriciok nova bat zela suposatu zuen, 1609ko otsailaren 16an, berriro ikusi zuen arte.
izar sistema
Mirak 1995ean Hubble Espazio Teleskopioak ebatzitako sistema bitar bat osatzen du Mira B laguntzaile batekin. Irudi primarioetatik 70 UA ra, ultramoreetatik eta X izpietatik urrun dauden irudiek erakusten dute Miratik irtendako gasa kiribiltzen ari dela Mira B-ren norabidean. «Lagun» horren orbital-aldia ~400 urtekoa da.
Ezaugarri fisikoak
Mira bere izar eboluzioaren azken fasean dago. Duela milaka milioi urte Eguzkiaren antzeko izarra zen, baina, hidrogeno eta helio erregaia agortuta, oso izar distiratsua eta argitsua bihurtu da. Bere aldakortasuna bere gainazaleko pultsazioetatik dator, izarraren tamaina aldaketetatik —pultsazio bakoitzean % 15 izan daitekeena— tenperaturan eta argitasunean ere eragin dezaketenak.
izar sistema
Mira B disko protoplanetario batez inguratuta dago Miraren eguzki haizetik sortutako materialarekin. Litekeena da Mira B 0,7ko eguzki-masa inguruko masa duen K motako nano laranja bat izatea, eta ez nano zuria hasieran uste zen bezala. Hala ere, 2010ean, ikerketa gehiagok adierazi zuten Mira B, benetan, nano zuri bat dela.
Ezaugarri fisikoak
Ultramore eskualdean GALEX espazio-teleskopioarekin egindako behaketek erakutsi dute Mirak bere kanpoko geruzetatik ateratzen den materiak uhera uzten duela 13 argi-urteko arrastoa sortuz —Eguzkia Proxima Centauritik, hurbilen dagoen izarretik, bereizten duen distantzia hirukoitza, gutxi gorabehera—, 30.000 urte edo gehiagotan eratu dena. Uhera Plasma edo gas konprimituaren talka-uhin batek sortzen duela uste da; Talka-uhin hori Miraren izar haizearen eta izarrarteko espazioko gasaren arteko elkarreraginaren ondorioz sortzen da, zeinaren bidez izarra abiadura handian mugitzen den —130 km/s. Miraren «arrastoaren» masa Lurrarena baino 3.000 aldiz handiagoa dela kalkulatzen da.
Izar aldakor
Izar aldakorrak Lurretik neurtutako distira (haren itxurazko magnitudea) denboran zehar aldatzen duten izarrak dira. Aldaketa hori igorritako argiaren bariazio batek edo argia partez blokeatzen duen zerbaitek eragin dezake; beraz, izar aldakorrak honela sailkatzen dira:
Izar aldakorren behaketak
Argi-kurbatik datu hauek ondorioztatzen dira:
Izar askok, eta ziurrenik gehienek, behintzat aldaketaren bat badute argitasunean. Izan ere, gure Eguzkiaren energia-emisioa % 0,1 inguru aldatzen da 11 urteko eguzki-ziklo batean.
Izar aldakorren behaketak
Espektrotik datu hauek ondorioztatzen dira:
Izar aldakor pultsatzaileak
Izar pultsatzaileak hedatu eta uzkurtzen direnez, beraien distira eta espektroa aldatzen dute. Pultsazioak, oro har, honela banatzen dira: erradiala, non izar osoa hedatu eta uzkurtu egiten den; eta ez-erradiala, non izarraren atal bat hedatzen eta beste atal bat uzkurtzen den. Zientzialari batzuek pultsazio ez-erradialak pultsazio erradialeko kasu berezitzat hartzen dituzte, definizio orokorragoa sortzeko; baina komenigarriena da bi terminoak elkar-ukatzailetzat hartzea, normalean mota baten edo bestearen arabera aldatzen baitira.
α Cygni izar aldakorrak
β Cephei izar aldakorrek 0,1 eta 0,6 egun bitarteko pultsazio-periodo laburrak izaten dituzte, 0,01etik 0,03ra bitarteko magnitudeko amplitudearekin. Distiratsuagoak dira uzkurdura minimoan daudenean.
Behaketen interpretazioa
Izarra hedapen-fasean dagoenean, bere kanpoko geruzak hedatu eta hoztu egiten dira. Tenperaturaren jaitsiera dela eta, ionizazio-gradua ere jaitsi egiten da. Honek gasa gardenago bihurtzen du eta, beraz, izarraren energiaren erradiazioa errazten da. Ondorioz, izarra uzkurtzen hasten da. Gasa konprimatu ahala, berotu egiten da eta ionizazio-gradua berriro handitzen da. Horren ondorioz, gasa opakoago egiten da, eta erradiazioa gasaren barnean geratzen da denboraldi baterako harrapatuta. Honek gasa gehiago berotzen du, gasa berriro hedatuz. Horrela, hedapen eta konpresio-ziklo bat mantentzen da.
δ Cephei izar aldakorrak (Zefeidak)
Zefeidak garrantzitsuak dira estandar gisa balio dutelako. Beraien argitasunak zerikusi zuzena du aldaketa-periodoarekin, metaltasunean mendekotasun txikia baitu. Pultsazio-periodoa zenbat eta luzeagoa izan, orduan eta argitsuagoa izango da izarra. Harreman hori Henrietta Swan Leavittek aurkitu zuen, Harvardeko Behatokiko argazki-plaken behaketa zorrotza egin ondoren. Periodo-argitasun erlazio hori kalibratu ondoren, Zefeida baten argitasuna zehaztu daiteke. Zein distantziatara dagoen ere erraz jakin daiteke itxurazko distiratik abiatuta. Horregatik, Zefeida aldakorrak behatzea oso garrantzitsua da Talde Lokaleko galaxien distantzia zehazteko, besteak beste.
Izar ñirñirkariak
Sekuentzia nagusiko izarretan, aldakortasun eruptibo handia ezohikoa da. Hau izar ñirñirkarien artean bakarrik da ohikoa. UV Ceti aldakor ere deitzen zaie, eta  erupzio erregularrak dituzten sekuentzia nagusi oso ahuleko izarrak dira. Segundo gutxi batzuetan bi magnitudetan (sei aldiz distiratsuagoak) handitzen dute haien distira, eta ordu erdi edo gutxiagotan iluntzen dira beren argitasun ohikoa lortu arte. Elkarrengandik hurbil dauden nano gorri batzuk izar ñirñirkariak dira,  Proxima Centauri eta Wolf 359 barne.
Hipererraldoi horiak
Eboluzionatutako izar masibo hauek ezegonkorrak dira, argitasun handia baitute eta ezegonkortasun-zintaren mugaren gainetik baitaude. Aldaketa fotometriko eta espektroskopiko motelak baina batzuetan handiak izaten dituzte, masa asko galtzen dutelako eta noizbehinka erupzio handiagoak izaten dituztelako (denbora-eskala behagarri bateko aldaketa sekularrarekin luzerarekin batera). Adibiderik ezagunena Rho Cassiopeiae da.
FU Orionis izar aldakorrak
Izar hauek islapen-nebulosetan bizi dira. Haien argitasunean pixkanakako handipenak erakusten dituzte (6 magnitudeko ordenakoak); ondoren, distira konstanteko fase luze bat dute. Geroago, 2 magnitudetan iluntzen dira (sei aldiz ilunagoak) urte askotako periodo batean. V1057 Cygni, adibidez, 2,5 magnitudetan ilundu zen (hamar aldiz ilunagoa) hamaika urteko denbora-tarte batean. FU Orionis izar aldakorrak A-tik G-ra bitarteko espektro-motakoak dira, eta ziur aski eboluzio-fase bat dira T Tauri izarren bizitzan.
Supernoba
Supernobak izar kataklismiko izugarrienak eta unibertsoko gertakizun energetikoenak dira. Supernoba batek galaxia oso batek adina energia igor dezake denbora labur batean, bere distira 20 magnitude baino gehiagotan handituz (ehun milioi aldiz distiratsuagoa).
Behaketen interpretazioa
Askotan, argi-kurbak eta espektro-datuak bateratuz, izar aldakor batean gertatzen diren aldaketei buruzko informazioa lortzen da. Adibidez, izar pultsatzaileen behaketa-ebidentziak haien desplazamendu-espektroan daude, haien azalera aldizka guganantz hurbiltzen eta gugandik urruntzen ari delako, haien distira aldakorraren maiztasun berarekin.
Izar aldakor urdin argitsuak
S Doradus izar aldakorrak ere deitzen zaie izar hauei. Ezagutzen diren izar argitsuenak mota honetakoak dira, adibidez, η Carinae hipererraldoiak eta P Cygni. Masa-galera handi iraunkorrak dituzte; baina, urte-tarteetan, barne-pultsazioak direla eta, izarrak Eddingtonen muga gainditzen du, eta masa-galera izugarri handitzen da. Distira bisuala handitu egiten da, nahiz eta argitasun orokorra ez den asko aldatzen. Izar aldakor urdin argitsu batzuetan behatutako erupzio erraldoiek argitasuna handitu egiten dute. Haien argitasuna hainbeste handitzen dutenez, supernoba-inpostore izenez etiketatzen dira, eta agian beste gertaera mota bat izan daitezke.
Bi gorputzen arazo
Orbita
u 1/r -z ordezkatuz eta θ0 = 0 eginez:
Hori foku batean e eszentrikotasuna eta jatorria dituen koniko baten ekuazioa da. Beraz, Keplerren lehen legea Newtonen grabitazio-legearen eta Newtonen bigarren higidura-legearen ondorio zuzena da.
Izar aldakor
SX Arietis izar aldakorrak
Mota honetako izarrek 0,1 magnitudeko distira-fluktuazioak dituzte, eremu magnetikoetan gertatzen diren aldaketen ondorioz biraketa-abiadura handiak dituztelako.
Bi gorputzen arazo
Esparruen legea
Esparruen lege hori Johannes Keplerrek adierazi zuen 1609an lehen aldiz enpirikoki, eta Eguzkiaren inguruan dabiltzan planeten mugimendua azaltzen du Keplerren bigarren legea osatuz. Azpimarratu behar da gertakari hori indar zentralen mugimenduaren propietate orokorra dela eta, beraz, grabitazio indarrak baino orokorragoa dela distantziaren karratuarekiko alderantziz proportzionala.
Izar aldakor
Aurkikuntza
Astronomo modernoen artean, 1638an, Johannes Holwarda-k lehen izar aldakorra identifikatu zuen, Omicron Ceti izarrak (geroago Mira izendatuta) 11 hilabeteko ziklo batean pultsatzen zuela ohartu zuenean. Lehenago, 1596an, David Fabricius-ek izar hori noba gisa deskribatu zuen.
δ Cephei izar aldakorrak (Zefeidak)
Edwin Hubble astronomo estatubatuarrak metodo hau erabili zuen “nebulosa kiribilak” benetan beste galaxia batzuk zirela frogatzeko.
Bi gorputzen arazo
Desplazamendu-higidura bektoriala (gorputz bakarreko bigarren arazoa)
ordezkapenaren bidez egiazta daitekeen bezala eta  definizio-ekuazioetan.
Izar aldakor
Protoizarrak
Protoizarrak gas-nebulosa bat benetako izar bihurtzeko prozesua osatu ez duten objektu gazteak dira. Protoizar gehienek distira-aldaketa irregularrak dituzte.
FK Comae Berenices izar aldakorrak
Izar hauek oso azkar biratzen dute (100 km/s ekuatorean); beraz, forma elipsoidala dute. Dirudienez, G eta K espektro motako izar bakarreko sistema osatzen duten izar erraldoiak dira, eta igorpen kromosferikoko lerro nabariak dituzte. Hona hemen adibide batzuk: FK Com, V1794 Cygni eta UZ Librae. FK Comae izarren errotazio azkarraren azalpen posible bat da kontaktuzko izar bitar baten fusioaren emaitza izatea.
α Cygni izar aldakorrak
α Cygni izar aldakorrak Beptik AepIa-ra espektro-klaseko pultsatzaile supererraldoi ez-erradialak dira. Beren periodoak  bai egun batzuetakoak, bai aste batzuetakoak izan daitezke, eta beren aldakortasunaren anplitudea 0,1 magnitudeko ordenakoa da. Distira-aldaketak, irregularrak diruditenak, periodo laburreko oszilazio askoren gainezarmenak eragiten ditu. Deneb (α Cyg), Cygnus konstelazioan, izar hauetako prototipoa da.
Supernoba
Halaber, sistema bitar batean, izar kide batetik nano zuri batera egindako masa transferentziaren ondorioz supernoba bat sor daiteke. Erortzen den materiak Chandrasekhar-ren muga gainditzen du. Mota honetako izarren argitasun absolutua bere argi kurbaren propietateekin erlazionatuta dago; hortaz, supernoba hauek beste galaxiekiko distantzia ezartzeko erabil daitezke.
Erraldoiak eta supererraldoiak
Izar handiek nahiko erraz galtzen dute materia. Horregatik, erupzioek eta masa-galerek eragindako aldakortasuna nahiko ohikoa da izar erraldoien eta supererraldoien artean.
RS Canum Venaticorum izar aldakorrak
=== Izar aldakor kataklismikoak edo leherkorrak ===
Bi gorputzen arazo
Esparruen legea
Denbora-istant batez mugituz, posizio-bektorea \vec{r} oinarrizko esparru bat deskribatzen du:, zeinak balio duen; beraz, posizio-bektoreak denbora-unitatearen abiadura areolarra edo ekortze azalera :  da.
Izar aldakor
RR Lyrae izar adakorrak
Izar hauek, neurri batean, Zefeiden antzekoak dira, hain argitsuak ez diren arren. Era berean, Zefeidak baino zaharragoak dira; II. Populazioarenak dira. Kumulu globular kopuru handia dutenez, batzuetan kumulu-Zefeidak deitzen zaie. Periodo-argitasun erlazio ezagunak ere badituzte eta, beraz, besteak bezala, distantziak neurtzeko erabiltzen dira. A espektro motako izar hauek 0,2 eta 2 magnitude artean aldatzen dira, ordu batzuetatik egun batera edo gehiagora bitarteko periodoan. Bere distira handiagoa da bere erradioa maximoan dagoenean.
Gamma Cassiopeiae izar aldakorrak
Gamma Cassiopeiae (ɣ Cas) izar aldakorrak B motako emisio lerroko eta biraketa azkarreko ez-supererraldoiak dira. 1,5 magnitudeko fluktuazio irregularrak izaten dituzte, beren ekuatorean errotazio-abiadura azkarrak eragindako materiaren eiekzioaren ondorioz.
PV Telescopium izar aldakorrak
Mota honetako izarrak heliozko supererraldoiak dira, 0,1 eta 1 egun bitarteko periodoekin eta batez besteko 0,1 magnitudeko anplitudearekin.
Igarotze planetarioak
Planetak dituzten izarrek ere distira-aldaketak izan ditzakete, beren planetak Lurraren eta izarraren artean igarotzen badira. Aldaketa horiek izar-kideak dituzten izarren aldaketak baino askoz txikiagoak dira, eta behaketa oso zehatzekin baino ezin dira detektatu. Hona hemen adibide batzuk: HD 209458, GSC 02652-01324 eta Kepler Misioak detektatutako planeta eta planeta-hautagai guztiak.
Wolf–Rayet izar aldakorrak
Wolf–Rayet izarrak izar bero masiboak dira. Aldakortasun handia erakusten dute hainbat arrazoirengatik, hala nola interakzio bitarrengatik eta izarraren inguruko gas birakarien taldeengatik. Masa kantitate handiko kanporatze periodikoak izaten dituzte, batez beste 0,1 magnitudetan distira handituz. Helio, nitrogeno, karbono eta oxigeno lerroak dituzten espektro-lerro zabalak erakusten dituzte. Izar batzuen aldaketek estokastikoak dirudite, eta beste batzuek, aldiz, periodo anitzekoak.
Beta Lyrae izar aldakorrak
Beta Lyrae (β Lyr) izar aldakorrak elkarrengandik oso hurbil dauden izar bitarrak dira. Sheliak izarrak izendatzen ditu. Izar aldakor eklipsatzaile hauen argi-kurbak etengabe aldatzen ari dira, eta ia ezinezkoa da eklipse bakoitzaren hasiera eta amaiera zehatzak zehaztea.
δ Cephei izar aldakorrak (Zefeidak)
δ Cephei izar aldakorrak izar aldakorren mota garrantzitsuenetarikoak dira: erraldoi horiak (F-G espektro motakoak eta I argitasun motakoak) dira, eta periodo oso erregularreko pultsazioak izaten dituztenak (periodo horrek eguneko edo asteko iraupena izan dezake). Normalean aldakor Cefeidak deituak, beren izena δ Cephei izarretik dator, aurkitu zen mota honetako lehena.
Mira izar aldakorrak
Mira motako izar aldakorrak tenperatura moderatuko supererraldoi gorriak dira, eta oso pultsazio luzeak izaten dituzte. Normalean hilabete asko irauten duten periodoak dituzte, eta haien distira 2,5 edo 11 magnitudetan handitu daiteke, berriz ere opakatu aurretik.
Izar aldakor pultsatzaileak
HR diagramako zenbait posiziotan, erradiazioen bidez lortutako energia-irteeraren fluxua asko aldatzen da igarotzen ari den materialaren dentsitatearekin edo tenperaturarekin. Geruza baten opakutasuna handia denean, geruza hori hedatu egiten da, baina tenperatura edo presioa gutxitzeak opakutasuna berriro gutxitzea eragiten du. Hau berrelikadura-mekanismo bihurtzen da eta ondorioz pultsazio erregularrak sortzen ditu. Hori gertatzen da, oro har, materialaren ionizazio-maila aldatzen denean, adibidez, izar horietako helioaren ionizazioa ezegonkortasun-bandan.
Izar aldakorren behaketak
Oso kasu gutxitan lor daitezke izar-disko baten irudiak. Horiek orban ilunagoak izan ditzakete azalean.
Bi gorputzen arazo
Mekanikan, bi gorputzen arazoa bata bestearekin soilik elkar eragiten duten bi partikula puntualen higidura zehaztea da. Adibide arruntak dira: Ilargia Lurraren inguruan orbitatzen Eguzkirik gabe, hots, isolatuta dagoenean; izar baten inguruan orbitatzen duen planeta bat; masa-zentroaren inguruan biratzen duten bi izar (izar bitarra) eta nukleo atomiko baten inguruan orbitatzen duen elektroi bat.
Desplazamendu-higidura bektoriala (gorputz bakarreko bigarren arazoa)
Behin Y  ekuazioak ebatzita, jatorrizko ibilbideak lor daitezke ekuazio hauetatik:
Esparruen legea
Momentu angeluarraren modulua da, non, koordenatu polarretan abiadura ordezkatuz froga daitekeen -an. Beraz, abiadura areolarraren momentu angeluarraren  funtzioan adieraz dezakegu  «esparruen konstantearekin».
Izar aldakor
Sailkapena
Sarreran aipatu bezala, izar aldakorrak intrintsekoak edo estrintsekoak izan daitezke.
Behaketen interpretazioa
Izar aldakor guztien ia bi herenek pultsatzaileak dirudite. 1930eko hamarkadan, Arthur Stanley Eddington astronomoak erakutsi zuen izar baten barrualdea deskribatzen duten ekuazio matematikoek ezegonkortasunak eragin ditzaketela, izar baten pultsazioa erakarriz. Ezegonkortasun mota arruntenek izarraren kanpoko geruza konbektiboetako ionizazio-graduko oszilazioekin zerikusia dute.
Izar aldakor pultsatzaileak
Pultsazio motaren arabera eta pultsazio horrek izarraren barruan duen kokapenaren arabera, izarraren periodoa zehazten duen funtsezko maiztasun edo maiztasun natural bat dago. Izarrek harmoniko edo goi-harmoniko batean ere pultsa dezakete (maiztasun altuago batean eta, ondorioz, periodo laburrago batean).
ZZ Ceti izar aldakorrak
Izar pultsatzaile ez-erradial hauek 0,5 eta 25 minutu bitarteko periodoak izaten dituzte, eta 0,001 eta 0,2 arteko magnitudeko fluktuazio txikia izaten dute.
Aurkikuntza
1669an, Germiniano Montanari-k bigarren izar aldakorra identifikatu eta deskribatu zuen: arestian aipatutako Algol aldakor eklipsatzailea. John Goodricke-k, 1784an, izar honen aldagarritasuna azaldu zuen. 1686an, G. Kirch -ek Chi Cygni identifikatu zuen; ondoren, 1704an, G. D. Maraldi-k R Hydrae deskribatu zuen. 1786. urterako, hamar izar aldakor ezagutzen ziren. John Goodricke-k Delta Cephei eta Beta Lyrae aurkitu zituen. 1850. urtetik aurrera, izar aldakor ezagunen kopurua azkar handitu egin da, bereziki 1890etik aurrera, izar aldakorrak argazkigintzaren bidez identifikatu ahal izan zirenean.
Bi gorputzen arazo
Bi gorputzen higidura laua da
Bi gorputzen higidura plano batean dago beti. Bektorearekiko indarra bezala \mathbf{r} denez, gorputz horren mugimendu-kantitatea definituko dugu beharrezkoa den kantitatea bezala , hots. Bestalde, momentu angeluarra honela definitzen da:Bere deribatua denborarekiko hau da:Eta lehen terminoa zero da; bada, da. Beraz, momentu angeluarraren denborarekiko aldakuntza indarraren momentuaren bera da: \mathbf{N}Bi partikulen arteko indarra elkartzen diren lerroan dagoenez eta, beraz, erradio bektorearekiko paraleloa denez, posizio-bektorearen eta indarraren arteko gurutzadura nulua da:. Beraz, momentua nulua da, eta momentu angeluar edo zinetikoa, konstantea. \mathbf{L}momentu angeluar bektorea konstantea bada, orduan, \mathbf{r}posizio-bektorea eta bere abiadura beti plano berean daude, normaletik \mathbf{L}-ra.
Geroago azalduko den bezala, Newtonen legeek bi gorputzen arazoa baliokide den gorputz baten arazora murrizteko aukera ematen dute, hau da, grabitazio-eremu kontserbadore baten mende dagoen eta, beraz, kanpoko potentzial batetik datorren partikula baten mugimendua ebaztera. Problema zehatz-mehatz ebatzi daitekeenez, dagokion bi gorputzen problema ere zehatz-mehatz ebatzi daiteke gorputzetako bat irregularra ez bada; kasu horretan, knponezina bihurtzen da. Aitzitik, hiru gorputzen arazoa (eta, oro har, n gorputz n\geq 3 arazoa ) ezin da konpondu, kasu berezietan izan ezik.
Izar aldakor
Aldakortasunaren detekzioa
Aldakortasun mota arruntenek aldaketak eragiten dituzte distiran, baina beste aldakortasun mota batzuk ere gertatzen dira, espektroko aldaketekin lotutakoak bereziki. Argi-kurbaren datuak eta espektro-aldaketak konbinatuz, askotan, astronomoek azal dezakete zergatik den izar jakin bat aldakorra.
BY Draconis izar aldakorrak
BY Draconis izarrak K edo M espektro motakoak dira, eta 0,5 magnitude baino gutxiagotan aldatzen dira (% 70eko aldaketa argitasunean).
SX Phoenicis izar aldakorrak
A2 eta F5 espektro-motako izar hauek Scuti izar aldakorren antzekoak dira. Batez ere kumulu globularretan daude. Fluktuazioak dauzkate 1 edo 2 orduan behin, 0,7 magnitudeko ordenan.
Japoniar lorategia
Bideak
Errekasto eta urmaelak zeharkatzeko harpausoak ohikoak dira. XVI. mendean tearen zeremoniako maisuek harpauso lehorrak diseinatu zituzten, tearen pabiloira lorategia zeharkatzeko kimonoak eta bestelako jantziak zikindu edo busti gabe.
Bi gorputzen arazo
Orbita
Eratortzerantz itzuliz eta kontuan izanda
Desplazamendu-higidura bektoriala (gorputz bakarreko bigarren arazoa)
non \mu masa murriztua da
Izar aldakor
Izar aldakor elipsoidalak
Izar aldakor elipsoidalak oso hurbil dauden izar bitarrak dira; haien osagaiak ez dira esferikoak, marea-interakzioa dutelako. Izarrek biratu ahala, behatzailearengana aurkeztutako azaleraren eremua aldatu egiten da, eta honek, berriz, Lurretik ikusitako bere distirari eragiten dio.
Bi gorputzen arazo
Esparruen legea
Askotan, komenigarria da koordenatu polarretara aldatzea, mugimendua plano batean baitago, eta, arazo fisiko askotarako, indarra,, erradioaren funtzio bat besterik ez da, r (indar zentrala da).
Izar aldakor
Sailkapena
Azpimultzo horiek mota zehatzagoetan sailka daitezke, eta horiek izar prototipikoaren arabera izendatzen dira. Esate baterako, noba nanoak U Geminorum izarrak dira, mota horretako identifikatu zen lehen izarra U Geminorum izan baitzen.
RV Tauri izar aldakorrak
Hauek supererraldoi horiak dira, minimo txiki edo nabarmen baten artean txandakatzen direnak. Mutur bikoitzeko aldakuntza horrek 30 eta 100 egun bitarteko periodoak izaten ditu, 3 eta 4 magnitude bitarteko anplitudearekin. Aldaketa honi gainezarria, baliteke urte batzuetako periodoetako iraupen luzeko aldaketak izatea. Haien mota espektralak F edo G dira maximoan daudenean, eta K edo M minimoan.
Izar aldakor semierregularrak
Normalean supererraldoi gorriak izaten dira. Noizbehinka definitutako periodoa dute, baina aldaketa-aldi irregularrak ere izaten dituzte. Aldakor semirregular mota horren adibiderik ezagunena Betelgeuse da, Orion konstelazioan, zeinaren magnitudea +0,2 eta +1,2 artekoa baita.
Bi gorputzen arazo
Orbita
Integrazioaren emaitza:
Japoniar lorategia
Historia
Historikoki, lorategi estilo ezberdinak Honshu uhartean agertu ziren, Japoniako erdialdeko uharte handian. Bertako klima epel eta hezeak, ondo bereizitako lau urtarorekin, estilo horiek moldatu ditu, floraren aniztasunak aberastuta, zuhaitz-espezie hostogalkor eta hostoiraunkor ugari dituena. Uhartearen geografiak, hein handi batean haran estuz zeharkatutako mendigune bolkanikoz osatua, paisaia naturalak gararazi ditu, lurraldeari egokituak, eta ez geometria ortogonala ezarri nahian. Mendiko paisaiek (malda handiak, uharrak, ur-jauziak, larreak) eta kostalde etenek motibo natural ugari osatzen dituzte, hainbat estilotan aurkitzen direnak.
Izar aldakor
Aurkikuntza
Aurkikuntza horrek, 1572an eta 1604an behatutako supernobekin batera, frogatu zuen zeru izartua ez zela aldaezina, Aristoteles-ek eta garai bateko beste filosofoek baieztatu zuten bezala. Horrela, izar aldakorren aurkikuntzak XVI. eta XVII. mendeetako iraultza astronomikoan lagundu zuen.
Izar bitar eklipsatzaileak
Izar aldakor estrintsekoetan, distira aldatu egiten da. Honen arrazoi ohikoenetako bat izar bitar baten presentzia da; beraz, biek batera izar bitar bat osatzen dute. Zenbait angelutatik ikusten denean, izar batek bestea itzal dezake, distira murriztuz. Bitar eklipsatzailerik ospetsuenetako bat Algol (edo Beta Persei) da.
Herbig Ae/Be izarrak
Herbig Ae/Be izar masiboenen aldakortasuna (2-8 eguzki-masa) izar inguruko diskoetan orbitatzen duten gas-hautsen multzoen ondorio dela uste da.
RS Canum Venaticorum izar aldakorrak
Oso kromosfera aktibo dituzten hurbileko sistema bitarrak dira, eguzki-orban handiak eta erupzioak barne (uste da fenomeno hauek gertuko kideak indartzen dituela). Aldakortasun-eskalek nabarmenki alda dezakete: egunetatik (orbita-periodotik gertu daudenean eta, batzuetan, eklipseekin ere) urteetara iraun dezakete, eguzki-orbanen jarduera aldatzen den heinean.
Izar aldakor estrintsekoak
Izar aldakor estrintsekoak bi taldetan daude banatuta: izar aldakor birakariak eta izar aldakor eklipsatzaileak.
Alpha-2 Canum Venaticorum izar aldakorrak
Alpha-2 Canum Venaticorum (α2 CVn) izar aldakorrak sekuentzia nagusiko izarrak dira, B8-A7 espektro motakoak. 0,01-0,1 magnitude arteko fluktuazioak dituzte, eremu magnetikoetan izandako aldaketen ondorioz sortutakoak.
Erupzio-izar aldakorrak
Erupzio-izar aldakorrek distira irregularreko edo erdi-erregularreko aldaketak erakusten dituzte, izarretik materialak galtzeak edo, batzuetan, izarrari metatzeak eragindakoak. Izen hau izan arren, ez dira lehergarriak; lehergarriak direnak izar aldakor kataklismikoak dira.
Bi gorputzen arazo
Orbita
Newtonen bigarren legearen arabera a azelerazioa honako formakoa daKoordenatu polarretan, abiadura, orbita OXY planoan dagoela suposatuz, hau da:eta azelerazioa:Azelerazioa osagaietan eta osagai erradiala baino ez duenez:
Izar aldakor
Izar aldakor pultsatzaileak
Izar baten pultsazioa berrelikadura-mekanismo bat duen indar bulkatzaile batek eragiten du. Izar aldakor pultsatzaileetan, indar bulkatzailea izarraren barne-energia da, normalean fusio nuklearraren bidez lortzen dena, baina kasu batzuetan soilik biltegiratutako energiaren bidez, zeina beti kanporantz hedatzen saiatzen den.
Bi gorputzen arazo
Orbita
Beraz, emaitza,
Japoniar lorategia
Esparrua
Mugak ezin dira fisikoki gainditu, baina bere testuinguruari lotuta egoten da, shakkei kontzeptua erabiliz, adibidez.
Bi gorputzen arazo
Esparruen legea
Formula horri Keplerren ekuazioa deitzen zaio, non M batez besteko anomalia den, e eszentrikotasuna eta E anomalia eszentrikoa.
Japoniar lorategia
Ura
Urak rol garbitzailea eta aratzailea du xintoismoan eta rol estetikoa lehen japoniar lorategietan, txinatar lorategietan biziki inspiratuta.
Estiloak
Lorategi japoniarren sailkapen tradizionalak lorategiak hiru kategoria nagusitan sailkatzen ditu:
Ura
Urmaelak ia beti modu irregularrean eta asimetrikoan marrazten dira. Gehienak ur-ibilgu naturalek hornitzen dituzte, baina batzuek hodiak darabilte. Baserreka bat irudikatzeko, meharrak eta bihurriak izaten dira, eta hondoa harriz estalita; kostaldeko ibaiak irudikatzeko, zabalak eta ia zuzenak, eta basabelar eta lorez inguratuta daude.
Shizen fūkeishiki, mundua miniaturan
Tsukiyama-niwa muino artifizialak dituen lorategia da (hiraniwa lorategi lauaren aurkakoa), bai eta urmael bat, zuhaixkak, zuhaitzak eta beste landare batzuk ere; gehienetan, uharteak, errekak eta zubiak ere baditu. Lorategi horiek Txinako edo Japoniako paisaia ospetsu bat edo gehiago gogorarazten dute. Puntu finko batetik ikus daitezke, bereziki eraikin baten berdegunetik, edo elkarren segidako konposizio batzuk nabarmentzen dituen bide batetik.
Landareak
Zuhaitzak inausi egiten dira, begirada pasatzen uzteko eta, horrela, lorategiaren perspektiba handitzeko. Bere hazkundea kontu handiz kontrolatzen da forma interesgarriak emateko (niwaki), egoera naturalean hazten diren zuhaitz zaharrenak gogora ekartzen dituztenak maiz. Oro har, makurtuta daude, itzala hobeto gidatuz eta uretan isla interesgarriak sortuz. Mende askotako pinu batzuek zurkaitzak behar izaten dituzte enborra eusteko. Neguan, zuhaitz zahar hauskorrenen adarrak zurkaitzez eusten dira, edo sokaz esekitzen dira, elurraren pisuak hautsi ez ditzan.
Izar aldakor
Supernoba
Eguzkia baino askoz masiboagoa den izar baten heriotzak supernoba baten jaiotza eragin dezake. Izar masibo horren bizitzaren amaieran, burdinazko nukleo ez-fusiblea sortzen da fusio-errautsetatik abiatuta. Burdinazko nukleo hori Chandrasekhar-ren mugarantz bultzatzen da hura gainditu arte eta, beraz, kolapsatu egiten da. Mota honetako supernoba aztertuenetako bat SN 1987A da, Magallaesen Hodei Handian dagoena.
Japoniar lorategia
Bideak
Japoniar lorategi askok lurrezko bideak dituzte, hartxintxarrez, harri lauz edo harlauzaz estal daitezkeenak. Helburu praktikoez gain, lorategiaren konposizioan ere parte hartzen dute: alde batetik, antolamenduaren erregulartasun mailak formalismo desberdinak iradokitzen ditu; bestetik, bisitaria gidatzean, paisajistak aukeratutako ikuspuntuak eskaintzen dituzte.
Izar aldakor
Optikoki pulsar aldakorrak
Argi ikusgaian pulsar gutxi detektatu dira. Neutroi-izar hauek distira aldatzen dute biratzen duten bitartean. Azkar biratzen dutenez, distira-aldaketak oso azkar gertatzen dira, milisegundo batzuetatik segundo gutxira. Ezagutzen den adibide onena Karramarroaren Pulsarra da.
Bi gorputzen arazo
Kasu nabarmenen emaitzaren adibidea: Grabitazioa eta alderantzizko koadraturaren beste adibide batzuk
Printzipioz, soluzio berak aplikatzen zaizkie arazo mikroskopikoei, ez soilik grabitatearen bidez elkar eragiten dieten objektuei, baizik eta alderantzizko karratu-lege bati men egiten dioten beste edozein indar-eremu eskalarren bidez elkar eragiten dietenei ere, erakarpen elektrostatikoa izanik adibide nabariena. Praktikan, arazo horiek oso gutxitan sortzen dira. Aparatu esperimentaletan edo bestelako ekipamendu espezializatuetan ez bada, oso gutxitan aurkitzen ditugu elektrostatikoki elkarreragina duten objektuak nahikoa azkar mugitzen eta, norabide horretan, talka saihesteko eta/edo ingurutik nahiko isolatuta baitaude.
Bikote baten eraginpean dagoen bi gorputzen arazoaren sistema-dinamikoa Sturm-Liouville-ren ekuazio bat da.
Orbita
Newtonen grabitazio-legeak dio masa unitateko indarra hau dela:
Arazoaren deskribapena
Demagun eta  direla bi gorputzen posizioa adierazten duten bektoreak, eta m_{1} eta m_{2} haien masak. Newtonen bigarren legeak dio:non 1 masaren indarra 2 masarekin duen elkarrekintza den eta  2 masaren indarra 1 masarekiko. Posizio-bektoreetako bi puntuek bigarren deribatua adierazten dute t denborarekiko; hau da, azelerazio-bektoreari dagokio.
Japoniar lorategia
Landareak
Zuhaitz edo landare handi erabilien artean hauek daude: azaleak, kameliak, haritzak, aranondoak, gereziondoak, astigarrak, sahatsak, ginkgoak, japoniar altzifreak, japoniar zedroak, pinuak eta banbuak.
Animaliak
Animaliek nahiko rol xumea dute, baina garrantzitsua. Kolore hori laranjakara dutelako erabiltzen dira koi karpak, baina baita algak eta uretako landaredia kontrolatzeko ere. Urmaeletan dortokak, igelak eta arrabioak bizi ohi dira. Halaber, ahateak eta uretako beste hegazti batzuk bizi dira bertan; berezkotasun-kutsua eransten diote lorategiari. Naran, milaka Sika orein bizi dira hiriko parkeetan.
Ura
Erreka bat urmael batean isurtzen den lekuan, ur-jauzi txiki bat izaten da, harkaitz talde batez markatua.
Printzipio estetikoak
Japoniar lorategi baten konposizioak hiru printzipio nagusi jarraitzen ditu: natura miniaturan berregitea, sinbolismoa eta paisaiak atzematea. Miniaturizazioaren helburua hainbat elementu (mendiak, aintzirak, ibaiak, itsasoa) espazio mugatu batean irudikatzea da; tamaina murrizteaz gain, konplexutasuna ere murrizten du: sinpletasuna ezaugarri garrantzitsua da japoniar estilo gehienetan. Sinbolismoa lehen proto-lorategien erlijio-funtziotik dator; sinplifikazio-lanetarako ere erabiltzen da. Azkenik, paisaien atzematea, haratago dauden elementuak (eraikinak, mendiak, itsasoa) lorategi barneko konposizio eszenikoan erabiltzen datza; lorategiak ezarritako mugak ezabatu eta testuinguru zabalago batean txertatzeko.
Bi gorputzen arazo
Orbita
Newtonek esan zuen: «Unibertsoko objektu bakoitzak beste objektu guztiak erakartzen ditu objektuen zentroa batzen duen lerroan zehar, (indar zentrala) objektu bakoitzaren masen proportzionala eta haien arteko distantziaren karratuarekiko alderantziz proportzionala».
Japoniar lorategia
Asimetria
Asimetriak ikusmen-eremuaren erdigunetik aldentzea du helburu. Adibidez, harriak eta zuhaitzak hirutasun budistaren sinbolo diren hirukitan antolatuta egon ohi dira.
Bi gorputzen arazo
Orbita
non G grabitazio-konstante unibertsala den eta M izarraren masa.
Izar aldakor
Noba nano
==== DQ Herculis izar aldakorrak ====
Japoniar lorategia
Paisaia atzemanak
Shakkei teknika japoniar bat da, lorategi amaigabearen itxura emateko erabiltzen dena. Lorategi japoniarrak, oro har, txinatar lorategiak baino txikiagoak dira. Zuhaitzek edo zuhaixkek lorategiaren benetako mugak ezkutatzen dituzte, eta lorategitik urrun dauden elementuak (hala nola mendiak, tenpluak edo pagodak) kontutan hartzen dira lorategiaren antolamenduan. Batzuetan ikedori ("atzemate bizia") terminoa ere erabili izan da.
Shizen fūkeishiki, mundua miniaturan
"Japoniako hiru lorategi ospetsuenak" estilo honetakoak dira : Kōraku-en, Okayaman, Kenroku-en, Kanazawan eta Kairaku-en, Miton.
Ura
Bisitariek urmaelak eta errekak gurutza ditzakete hainbat zubi mota erabiliz. Sinpleenak harpauso segida bat dira, landuenak zurez (batzuetan margotuta) edo harriz zizelkatuta daude.
Bi gorputzen arazo
Desplazamendu-higidura bektoriala (gorputz bakarreko bigarren arazoa)
Bi indar-ekuazioak kentzen eta ekuazioa berrantolatzennon, berriro, Newtonen hirugarren legea erabili dugun.
Mekanika kuantikoa
Indar elektromagnetikoek erakartzen dituzten bi gorputzen arazoak konponbidea onartzen du mekanika kuantikoan. Izan ere, hidrogeno atomoa bi gorputzen arazoaren kasu jakin bat da bere bertsio kuantikoan. Nabarmena da, kasu horretan, mugimendua ez dela hertsiki laua. Esaterako, nukleo atomiko baten inguruan egonkortutako elektroiek nukleoa duen edozein planotan egoteko probabilitate ez-nuloa dute, bi gorputzen arazo klasikoarekin gertatzen denarekin ez bezala, non partikulak beti plano batean sartuta dauden.
Izar aldakor
δ Cephei izar aldakorrak (Zefeidak)
Gaueko zeruko izarrik distiratsuenetako bat, Polaris, Izar Polarra, Zefeida bat da, baina ezohikoa.
Bi gorputzen arazo
Orbita
Hirurehun urteko esperientziak aldagaiaren aldaketa bermatzen du: