O motako izar

thumb|O motako izarren tamaina erlatiboa sekuentzia nagusiko beste izar batzuekin
**O motako izar** bat, izar bero bat da, zuri urdinxka kolorekoa eta O espektro motakoa Yerkesen sailkapen sisteman astronomoek erabiltzen dutena. 30.000 Kelvin (k) baino tenperatura altuagoak dituzte. Mota honetako izarrek helio ionizatuaren xurgapen lerro sendoak dituzte, beste elementu ionizatu batzuen lerro sendoak eta hidrogeno eta helio neutro lerro ahulagoak B espektro motakoak baino.

Mota honetako izarrak oso arraroak dira, baina oso distiratsuak direnez, distantzia handitan ikus daitezke, eta Lurretik ikusten diren 90 izarrik distiratsuenetatik lau O motakoak dira. Euren masa handiagatik, O motako izarrek, euren bizitza nahiko azkar amaitzen dute supernoba eztanda bortitzetan, zulo beltzak edo neutroi izarrak sortuz. Izar hauetako gehienak sekuentzia nagusiko gazteak eta masiboak dira, erraldoiak edo supererraldoiak, baina nebulosa planetarioen erdiko izarrek, euren bizitzaren amaieratik gertu dauden masa baxuko izar zaharrak, o espektroak ere izaten dituzte.

O motako izarrak izar eraketa aktiboko eskualdeetan egon ohi dira, galaxia kiribil baten beso kiribilak edo talka eta fusio prozesuan dauden galaxia pare bat bezala (Antenen galaxiak kasu). Izar hauek, inguruko material guztia argiztatzen dute, eta, neurri handi batean, galaxia baten besoen kolore bereizgarriaren erantzule dira. Gainera, O motako izarrak izar sistema anitzetan agertu ohi dira, non euren eboluzioa iragartzea zailagoa den masa transferentziagatik eta izar osagaiak supernoba bezala une ezberdinetan lehertzeko aukeragatik.

## Sailkapena 
O motako izarrak zenbait espektro lerroren intentsitate erlatiboaren arabera sailkatzen dira. Lerro nagusiak honako hauek dira: He+ eta 454,1 nm arteko eta 420,0 nm arteko linea nabarmenak, oso ahulak O9,5ean eta oso indartsuak O2-O7an, eta He0 eta 447,1 nm eta 402,6 nm arteko lineak, falta direnak O2/3 eta nabarmenak direnak O9,5 lineetan. O7 klasea definitzen da 454,1 nanometroko He+ eta 447,1 nanometroko He0 lineek intentsitate bera dutenean. O motako izarrik beroenek He neutroaren lerro hain ahulak dituzte, non N2+ eta N3+ lerroen indar erlatiboaren bidez banandu behar diren.

O motako izarren argitasun motak He+aren igorpen lerroen eta nitrogeno eta silizio lerro ionizatu batzuen intentsitate erlatiboaren arabera esleitzen dira. Horiek "f" atzizkiaren bidez adierazten dira espektro motan, "f" soilik N2+ eta He+ igorpenen bidez, "(f)" He igorpena ahula dela edo ez dagoela adieraziz, "((f))" n igorpena ahula dela edo ez dagoela adieraziz, "f*" N3+ igorpen oso indartsu baten gehikuntza adieraziz, eta "f+" Si3+ igorpenaren presentzia adieraziz. V argitasun klaseko izarrek, sekuentzia nagusikoek, igorpen lerro ahulak edo ausenteak izaten dituzte, eta erraldoi eta supererraldoiek, igorpen lerro intentsitate geroz eta handiagoa erakusten dute. O2-O4 klaseetan, sekuentzia nagusiko izarren eta supererraldoien arteko bereizketa estua da, eta baliteke argitasun edo eboluzio diferentziak ere ez adieraztea. O5-O8 tarteko klaseetan, O((f)) sekuentzia nagusiko, O(f) erraldoien eta Of supererraldoien arteko bereizketa ondo definituta dago eta argitasunaren behin betiko gehikuntza adierazten du. Si3+ igorpenaren intentsitatearen gehikuntza argitasunaren handitzearen adierazlea ere bada, eta hau da O motako izar berantiarrei argitasun klaseak esleitzeko bitarteko nagusia.

O3 eta O8 motako izarrak Vz azpimotako argitasun klasean sailkatzen dira bereziki bizia den 468,6 nm-ko helio ionizatuko lerro bat badute. Ildo horren presentziak muturreko gaztetasuna adierazten duela uste da; "z" hitzak zero adina esan nahi du.

O motako izarren sailkapenari laguntzeko, definitutako mota gehienetarako adibide estandarrak zerrendatzen dira. Hurrengo taulak espektro mota bakoitzerako izar estandarretako bat erakusten du. Kasu batzuetan, ez da izar estandar bat definitu. O2 eta O5.5 espektro motetarako, supererraldoiak ez daude Ia/Iab/Ib azpimotetan banatuta. Azpierraldoien espektro motak ez daude definituta O2, O2.5 edo O3 motetarako. Erraldoi distiratsuen argitasun motak ez daude O6 baino beroagoak diren izarrentzat definituta.

## Ezaugarriak 
[thumb|[Trifida Nebulosa|Trifida nebulosa (M20), bere erdian, irudi infragorri honetan ikus daitekeen O7.5III izar argitsuak zizelkatua eta argiztatua dago.]]
O motako izarrak beroak eta argitsuak dira. 30.000 eta 52.000 k arteko azaleko tenperatura bereizgarriak dituzte, argi ultramore bizia igortzen dute, eta, beraz, espektro ikusgarrian kolore zuri urdinxka bezala agertzen dira. Bere tenperatura altuak direla eta, sekuentzia nagusiko O motako izarren argitasuna, Eguzkiarena baino 10.000 aldiz handiagoa da, eta 1.000.000 ingurukoa, erraldoiena 100.000 eta 1.000.000 artean, eta supererraldoiena, Eguzkiarena baino 200.000 eta milioika aldiz handiagoa.

Tenperatura maila berean dauden beste izar batzuk, O motako izar azpinano arraroak (sdO), nebulosa planetarioen izar zentralak (CSPNe) eta nano zuriak dira. Nano zuriek, euren espektro sailkapen eskema propioa dute, baina CSPNe askok, o motako espektroak dituzte, baita masa baxuko azpinano txiki hauek ere, eta CSPNeek, Eguzkiarena baino ehunka eta milaka aldiz gehiagoko argitasuna dute. SdO motako izarrek O motako izar masiboek baino tenperatura altuagoak izaten dituzte, 100.000k arte.

O motako izarrek sekuentzia nagusiko izarren masa altuenak irudikatzen dituzte. Hotzenek, Eguzkia baino 16 aldiz gehiagoko hasierako masak dituzte. Ez dago argi eguzki metaltasun mailan dagoen o motako izar baten masaren goi muga zein izango litzatekeen, 120-150 eguzki masatik gorako masa duten izarrak ezin izango lirateke eratu, baina zenbat eta metaltasun txikiagoa izan, muga hau askoz handiagoa da. O motako izarrek sekuentzia nagusiko izarren zati txiki bat baino ez dute osatzen, eta horietako gehienak masa tartearen beheko muturrean daude. O3 eta O2 motak, masiboenak eta beroenak, oso arraroak dira, ez ziren definitu 1971 eta 2002 Izar hauen argitasuna euren masarekiko neurriz kanpo handitzen denez, euren bizitza laburragoa da. Masiboenek milioi bat urte baino gutxiago igarotzen dituzte sekuentzia nagusian, eta supernoba gisa lehertzen dira hiru edo lau milioi urteren buruan. Hain argitsuak ez diren O motako izarrak sekuentzia nagusian 10 milioi urtez egon daitezke, baina denbora horretan poliki hozten dira eta B motako izar goiztiar bihurtzen dira, izar masibo bakar batek ere ez du O espektro klasearekin irauten 5-6 milioi urte baino gehiagoz. Gaur egungo masa funtzioa zuzenean ikus daiteke, eta, eguzki auzoan, 2.000.000 izarretik bat baino gutxiago da o motakoa, estimazio ezberdinen arabera, % 0,00003 (nano zuriak barne hartuz gero, % 0,00002) eta izarren % 0,00005 o motakoak dira.

Galaxian O motako 20.000 izar masibo daudela kalkulatzen da. SDO eta CSPNe masa baxuko O motako izarrak, seguraski, ohikoagoak dira, baina ez hain argitsuak eta, beraz, aurkitzen zailagoak. Bere bizitza laburra den arren, izar arrunten eboluzioan etapa normalak direla uste da, Eguzkia baino apur bat masiboagoak soilik.

### Estruktura 
[ezkerrera|thumb|Masa baxu, ertain eta altuko izarren egitura. M [Eguzki masa|eguzki-masa adierazten ditu.]]
thumb|O motako izar masiboak elikatzen dituen CNO zikloa.
thumb|sdO motako izar baten zeharkako sekzioa, nukleo geldoaren errekuntza eta helio oskola erakusten dituena
Sekuentzia nagusiko O motako izarrak fusio nuklearraz elikatzen dira, sekuentzia nagusiko izar guztiak bezala. Hala ere, O motako izarren masa handiak nukleoko tenperaturak oso altuak izatea eragiten du. Tenperatura hauetan, CNO zikloarekin hidrogenoaren fusioak izarraren energia ekoizpena menperatzen du eta bere erregai nuklearra hidrogenoa nagusiki protoi-protoi zikloarekin fusionatzen duten masa baxuko izarrak baino erritmo handiagoan kontsumitzen du. O motako izarrek sortutako energia kantitate bizia ezin da nukleotik kanpo behar besteko eraginkortasunarekin irradiatu, eta, ondorioz, euren nukleoetan konbekzioa esperimentatzen dute. O motako izarren erradiazio eremuak nukleoa eta fotosferaren artean daude. Nukleoaren eta goiko geruzen arteko material nahasketa hau errotazio azkarrak indartu ohi du, eta o motako izarren eboluzioan efektu dramatiko bat du, pixkanaka hedatzen hasten dira eta erraldoi edo supererraldoi ezaugarriak erakusten hasten dira euren nukleoetan hidrogenoa erretzen jarraitzen duten bitartean, eta, ondoren, supererraldoi urdin bezala mantendu daitezke helio nukleoaren errekuntzak irauten duen denboraren zati handi batean.

### Eboluzioa 
ezkerrera|thumb|HR diagramako eboluzio-aztarnak. 15M☉ eta 60M☉ bideak O motako izar masiboetan ohikoak dira.
O motako izarren bizi-zikloan, metalizitate eta errotazio-tasa ezberdinek aldaketa nabarmena eragiten dute haien bilakaeran, baina oinarriak berberak dira oraindik ere. O motako izarrek ere izar haize indartsuak dituzte, segundoko milaka kilometroko abiadurekin, izarraren inguruko hodei molekularrean burbuila bat leherraraz dezaketenak. O motako izarrak supernoba bezala lehertzen dira hiltzen direnean, energia kopuru handiak askatuz, molekular hodeia barreiatzen laguntzen duena. Efektu hauek, gainontzeko material molekularra, izar eraketa eskualde batean sakabanatzen dute, azken batean, izar berrien jaiotza geldituz, eta, ziuraski, kumulu gazte ireki bat atzean utziz.

Hala ere, hodeia eten aurretik, hedatzen ari den burbuila batek (Bilketa eta Kolapsoa deitua) materiala ekortzeak edo dauden hodeien konpresioak (Erradiazioak bultzatutako Inplosioa deitua) izar berriak sortzea ekar dezake. Izar eraketako zenbait eskualdetan sortutako izar eraketaren zantzuak ikusi dira, Zefeo B eta Elefanteko tronparen nebulosa kasu (non eratutako izarren %14-25 izan daitekeen).

## Oharrak 
## Erreferentziak 
## Kanpo estekak