Nano zuri

Nano zuria izar konpaktu bat da, 10 eguzki masa baino gutxiagoko izar batek bere erregai nuklearra agortu eta bere masaren gehiengoa nebulosa planetario moduan jaurtitzean sortzen dena. Izan ere, ezagutzen diren izarren % 97-ak izar eboluzioaren fase hau igaroko du, Eguzkia barne. Nano zuriak dira, nano gorriekin batera, unibertsoko izarrik ugarienak.  

 Nano zurien aurkikuntza 
Lehen nano zuria 40 Eridani izar-sistema hirukoitzean aurkitu zen, non 40 Eridani A sekuentzia nagusiko izarrak 40 Eridani B nano zuriak eta 40 Eridani C nano gorriak osatutako sistema bitarraren inguruan orbitatzen duen. Sistema bitar hori William Herschelek aurkitu zuen 1783ko urtarrilaren 31n. Sistema bitar bera Friedrich Georg Wilhelm von Struvek eta Otto Wilhelm von Struvek ikusi zuten 1825ean eta 1851n hurrenez hurren. 1910ean Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering, eta Williamina Fleming , 40 Eridani B izar ahul bat izan arren, A espektro-motakoa zela jabetu ziren, hau da, nano zuri bat. 40 Eridani B izarraren espektro-mota 1914an baieztatu zuen ofizialki Walter Adamsek.

XIX. mendean, izarren posizioa neurtzeko teknikak nahiko zehatzak bihurtu ziren izarren kokapenean aldaketa oso txikiak detektatu ahal izateko. Friedrich Besselek, 1844an, teknika hauek erabiliz, Sirius (α Canis Majoris) eta Procyon izarrak (α Canis Minoris) euren posizioak aldatzen ari zirela ikusi zuen, eta, beraz, posizio-aldaketa horiek ordura arte ikusezina zen izar baten eraginez ematen zirela ondorioztatu zuen. 1862ko urtarrilaren 31n Alvan Graham Clarkek izar ilun moduko bat ikusi zuen Sirius-tik gertu, lehenago ikusi ez zena eta geroago Besselek aurreikusitako izar gisa identifikatu zena. Aipatutako izarra Sirius B da, Txakurkumea bezala ere ezaguna, aurkitutako bigarren nano zuria.

Sirius A, Sirius B nano zuria baino 10 mila aldiz  distiratsua zela behatu zen, baina,  izarren masak ez dira hain ezberdinak: Sirius A Eguzkiaren masa baino 2.3 aldiz handiagoa den bitartean, Sirius B Eguzkiaren masaren antzekoa da. Izar baten argitasuna bere tenperaturaren araberakoa denez, garai hartako astronomoek, Sirius B Sirius A-ren antzeko tamainako izarra zela suposatu zuten, baina askoz hotzagoa. 
Berrogeita hamar urte geroago, Walter Adamsek, Mount Wilsoneko behatokian espektroskopia-metodoak erabiliz, Sirius B-ren tenperatura neurtzea lortu zuen. Guztien harridurarako, Sirius B izar oso beroa izan zen: bere azalean tenperatura 27000K baino handiagoa da, Sirius A-rena baino altuagoa 10000K-ra iristen ez dena, edo gure Eguzkiarena baino handiagoa, 5700 gradukoa. Hain beroa den izar bat oso distiratsua ez izateko modu bakarra tamainaz oso txikia izatea da. Izan ere, Sirius B-ren diametroa Eguzkiaren diametroaren %1 baino gutxiagokoa zela ikusi zen. Aurkikuntzari egindako kritikak gorabehera, ebidentzia hain zen argia, pixkanaka-pixkanaka  izar superdentsoen existentzia onartuz joan dela. Gaur egun badakigu Sirius B ez dela izar arrunt bat, "nano zuri" bat baizik.
ezkerrera|thumb|Van Maanen izarraren irudi negatiboa, nano zuria goikaldeko punto beltz lodiena da.
1917an, Adriaan Van Maanenek Van Maanenen izarra aurkitu zuen, nano zuri isolatu bat, aurkitu den hirugarrena. Aurkitutako lehen hiru nano zuri hauek nano zuri klasikoak deiturikoak dira. Ordutik aurrera, berezko mugimendu altua, argitasun baxua eta Lurraren antzeko erradioa duten izar asko aurkitu dira, eta, ondorioz, nano zuri gisa sailkatu dira.

Hiru nano klasikoen ondoren aurkitutako lehen nano zuriak 1930eko hamarkadan aurkitu ziren, 1939rako 18 nano zuri aurkitu ziren. Hainbat zientzialarik, Willem Luyten tartean, nano zuriak bilatzen jarraitu zuten 1940ko hamarkadan. 1950ean, ehun nano zuri inguru ezagutzen ziren, eta 1999an, zifra 2000 ingurukoa zen. Harrezkero, Sloan Digital Sky Surveyk 9000 nano zuri berri aurkitu ditu.

 Konposizioa 

Nano zuriak plasma egoeran dauden atomoez osatuta daude; beraien nukleoan erreakzio termonuklearrik gertatzen ez denez, izarrak ez du grabitazio-kolapsoa orekatzen duen energia iturririk, eta, ondorioz, nano zuria konprimitu egiten da bere pisuaren eraginez. Atomoen arteko distantzia asko murrizten da eta elektroiek leku gutxiago dute mugitzeko, hau da, dentsitatea asko handitzen da, 106 g/cm3-ko ordenetaraino, zentimetro kubiko bakoitzeko tona bat edo gehiago. Dentsitate horietan Heisenbergen ziurgabetasun printzipioa eta Pauliren bazterketa printzipioa azaltzen dira elektroietan eta abiadura oso altuetan mugitu behar izaten dira, horrela, endekapen elektronikoko presioa deritzona sortuz, izarraren kolapso osoa ekiditen duena. Endekapen elektronikoko presio eta presio termikoa fenomeno erabat ezberdinak dira, bigarrenak ekiditen du orokorrean «izar arrunten» kolapsoa. Aipatutako dentsitateak hain dira izugarriak, Eguzkiaren antzeko masa duen gorputz batek Lurraren bolumena izango zuela. Neutroi-izarren eta zulo beltzen dentsitateek bakarrik gainditzen dute nano zurien dentsitatea.

Nano zurien % 99a karbonoz eta oxigenoz osatuta dago, helioaren fusioaren hondakinak direnak. Hala ere, gainazalean prentsatutako eta partzialki endekatutako hidrogeno eta heliozko geruza bat dago, nano zuriaren atmosfera osatzen duena. Gutxi batzuk baino ez daude osoki helioz osaturik, sistema bitarretan eman oi da, alboko izarraren eraginez helio osoa erretzen ez denean, edo oxigenoz, neonez eta magnesioz, karbonoaren fusioaren ondorioz sortutakoak.
erdian|thumb|292x292px|Nano zurien barne-egiturak. Ezkerrean nano zuri sortu berri bat dago eta eskuinean nano beltz bat.
Eratu berritan, nano zuriek tenperatura oso altuak dituzte, baina energiarik sortzen ez dutenez, pixkanaka hozten joaten dira. Teorian, nano zuriak denboraren poderioz hoztu egingo dira erradiazio detektagarririk igortzen ez duten arte, orduan nano beltz bihurtuko dira. Hala ere, hozte-prozesua hain da motela, Big Bang-a eman zen garaitik unibertsoaren adina baxua dela horietako bat izateko. Izan ere, ezagutzen diren nano zuri hotzenek hainbat mila Kelvineko tenperaturak dituzte orandik. 

 Sorrera eta amaiera 
ezkerrera|thumb|NGC 7293 edo Helix nebulosa planetarioa Hubble espazio teleskopioaren bitartez behatua
Nano zurien sorrera progresiboa eta geldoa da. Izar helduetan, kanpoko geruzak oso zabalduta daude izarra adar asintotiko erraldoi formazioan baitago, eta gutxinaka geruza horiek nukleotik askatzen dira. Fusio-erreakzioak amaitzen direnean, bere grabitatearen eraginez nukleoa uzkurtu eta berotu egiten da. Prozesuak aurrera jarraitzen du dentsitatearen eraginez elektroiek prozesua endekatu eta gelditzen duten arte. Horrela, nano zuri bat eratzen da, bere nukleoan 100 eta 200 milioi gradu arteko tenperatura duena eta milioika urteetan hozten joango dena. Askatutako materialak nebulosa planetario bat osatuko du erdialdean nano zuria kokaturik duena. 

Nano zuria pixkanaka hozten eta itzaltzen joango da, kolore urdin bizitik kolore gorrixkara pasatuz, azkenik, infragorrira pasatu arte, denborarekin, tenperatura unibertsoaren erradiazioarekin berdinduko da, nano zuria nano beltz batean bilakatu arte. Nano zurien hoztearen geldotasunaz jabetzeko, gogoan izan behar da unibertsoak hedatzearen ondorioz 1019 eta 1020 urte bitartean galaxiak desagertu egingo direla izarrak galaxiarteko espazioan barreiatuko baitira. Bada, nano zuriek denbora guzti hau iraungo dutela uste da bestelako izar batekin interakziorik izaten ez badu edo hau oso masiboa izanik Ia motako Supernoba batean bilakatzen ez bada. Nano zuri baten bizi-denbora protoiaren batez besteko biz-denboraren antzekoa dela uste da, 1032 eta 1049 urteen artean kalkulatzen dena, Bateratze Handiaren Teoria batzuen arabera. Protoiak desintegratzen direla egiatzat hartuz gero, nano zuriaren masa txikitzen joango litzateke nukleo atomikoen desintegrazioaren ondorioz, degeneratu gabeko materia bihurtu arte, azkenean erabat desagertzeko. 

Uste da, nano zuriak izar eboluzioaren azken puntua direla sekuentzia nagusian 0.07 eta 10 eguzki masa bitartekoak diren izarrentzat. Sortutako nano zuriaren konposizioa izarraren hasierako masaren araberakoa izango da. Egungo eredu galaktikoek  Esne Bideak hamar mila milioi nano zuri inguru dituela iradokitzen dute. 

 Masa oso txikiko izarrak 
Sekuentzia nagusiko izar baten masa eguzki masaren erdia baino txikiagoa bada, ez da inoiz helioa bere nukleoan fusionatzeko gai izango. Uste da, unbertsoaren adina baino handiago den bizitzan zehar hidrogeno guztia erreko duela nano urdin bihurtuz, eta bere izar eboluzioa heliozko nano zuri gisa amaituko du, nagusiki helio 4a nukleoz osatua. Prozesu hau gertatzeko behar den denbora luzearen ondorioz, ez da uste behatu diren heliozko nano zurien jatorria hau denik. Aitzitik, sistema bitarretan edo planeta ugariko sistemetan eman ahal den masa galeraren ondorio direla uste da.thumb|270x270px|Nano zuri baten zahartzearen irudikapena
 Masa txiki eta ertain bitarteko izarrak 
Sekuentzia nagusiko izar baten masa 0.5 eta 8 eguzki masa artean badago, Eguzkiaren kasua, bere nukleoa nahiko beroa izango da helioa karbono eta oxigenoan fusionatzeko, baina ez da inoiz karbonoa neonean fusionatzeko gai izango. Fusio erreakzioen fasearen amaieratik gertu, izarrak karbono eta oxigenoz eratutako nukleo bat izango du, fusio erreakziorik jasaten ez duena eta helio eta hidrogenoz eratutako geruza edo atmosfera batez inguratuta dagoena. Hertzsprung – Russell diagraman, adar asintotiko erraldoi periodoan aurkituko zen. Ondoren, kanpoko material gehiena kanporatuko du, nebulosa planetario bat sortuz karbono eta oxigenoz eratutako nukleoa bakarrik geratzen den arte. Prozesu hau, oxigeno-karbono nano zurien, behatutako nano zurien gehiengoaren, erantzulea da.

 Masa ertain eta handi bitarteko izarrak 
Izar bat nahiko masiboa bada, bere nukleoa nahiko beroa izango da karbonoa neonean fusionatzeko eta hau burdinan fusionatzeko. Izar hau ez da nano zuri bihurtuko, supernoba korrelatibo batean baizik. Hala ere, sekuentzia nagusiko izar batzuk, agian 8 eta 10 eguzki masa artekoak, karbonoa neonean fusionatzeko gai izan arren ez dira neona fusionatzeko gai. Izar hauek, nagusiki oxigenoz, neonez eta magnesioz osatutako nano zuri bat zor dezakete.  Mota honetakoak izan daitezkeen nano zuri batzuk identifikatu diren arren, horien existentziaren froga gehienak ONeMg edo Neon izeneko nobatatik datoz. Noba hauen espektroek neon, magnesio eta beste elementu batzuen ugaritasuna erakusten dute, itxuraz oxigeno-neon-magnesio nano zuri baten eraginaren bidez bakarrik azal daitezkeenak.

 Hurbilen dauden nano zuriak 

 20 argi-urteko distantziaren barruan kokatzen diren nano zuriak 
IzenaNZ zenbakiaDistantzia (Argi-urte)Magnitude absolutuaMasa (M☉)Argitasuna (L☉)Adina (Ga)Sirius B0642-1668.6611.180.980.02950.10Procyon B0736+05311.4613.200.630.000491.37Van Maanen 20046+05114.0714.090.680.000173.30LP 145-1411142-64515.1212.770.610.000541.2940 Eridani B0413-07716.3911.270.590.01410.12Stein 2051 B0426+58817.9913.430.690.000302.02G 240-721748+70820.2615.230.810.0000855.69

 Erreferentziak 

 Ikus, gainera 

 Kanpo estekak 

Kategoria:Izar motak
Kategoria:Izar konpaktuak
Kategoria:Nano zuriak