Izar-en iturria ikusi

{{Wikipedia1000}}
{{HezkuntzaPrograma|Kultura zientifikoa}}{{Artikulu ona}}

{{argitzeko|objektu astronomikoari|Izar (argipena)}}
[[Fitxategi:Pleiades large.jpg|thumb|Pleiadeak, ''Taurus'' konstelazioko izar multzoa]]
[[Fitxategi:The_Sun_by_the_Atmospheric_Imaging_Assembly_of_NASA's_Solar_Dynamics_Observatory_-_20100819.jpg|thumb|Eguzkia, Lurretik gertuen dagoen izarra eta gehien ezagutzen dena.]]

'''Izarra''' [[argizagi]] bat da, bere [[grabitazio]]ak loturik mantentzen duen [[Plasma (fisika)|plasmazko]] gorputz esferiko handia. [[Gas]]ez (batez ere [[hidrogeno]] eta [[helio]]z) osatua da, eta bere barnean gertatzen diren [[erreakzio termonuklear]]retatik ateratako energiaz egiten du distira.<ref name = "ZTH: izar">{{Erreferentzia | izenburua=izar | url=https://zthiztegia.elhuyar.eus/terminoa/eu/izar | aldizkaria=Zientzia eta Teknologien Hiztegi Entziklopedikoa | sartze-data=2019-01-30 | argitaletxea = Elhuyar Fundazioa}}</ref> [[Eguzkia]] da [[Lurra|Lurretik]] hurbilen dagoen izarra eta Lurraren energia iturri nagusia, [[argi]] energiarena barne. Beste izar asko begi hutsez ikus daitezke Lurretik [[gau]]a denean; Lurretik oso-oso urrun daudenez, puntu finko txiki gisa ageri dira zeruan. Historikoki, izarrik nabarmenenak [[konstelazio]] eta [[asterismo]]tan taldekatu dira, eta izarrik distiratsuenek berezko izena jaso dute. Astronomoek [[izar-katalogo]]ak egin dituzte ezagutzen diren izarrak identifikatu eta [[izarren nomenklatura]] estandarra emateko. Hala ere, [[Unibertsoa]]n dauden izar ia guztiak, gure [[galaxia]] den [[Esne Bide]]tik kanpo dauden guztiak barne, Lurretik ezin dira ikusi [[teleskopio]]rik erabili gabe; are gehiago, teleskopio oso indartsuak erabilita ere, izar gehienak ezin ditugu ikusi ere egin.

Euren bizitzaren zati handi batean zehar izarrek distiratzen dute euren erdigune beroan [[fusio nuklear]]ra gertatzen delako. Fusioa da izarrek beren kanpo geruzetatik etengabe kanporatzen duten [[energia]]ren [[erradiazio elektromagnetiko|iturburu]]. [[Hidrogeno]]a eta [[helio]]a baino astunago diren ia [[elementu kimiko|gai]] guztiak izarretako erdigunean sortzen dira, [[izar-nukleosintesi]] deitzen den prozesuan, edo euren bizitza amaitu ostean [[supernoba|supernoben]] bidez izarrek eztanda egiten dutenean. Bere bizitzaren amaiera aldera izar batek [[materia endekatu]]a izan dezake. [[Astronomo]]ek izar baten [[masa]], adina, [[metaltasun]]a (osaketa kimikoa) eta beste hainbat ezaugarri jakin ditzakete izarrak [[espazio]]an zehar duen mugimendua, [[argitasun]]a eta [[espektroskopia astronomikoa|espektroa]] aztertuta. Izar baten masa da bere [[izar eboluzio|eboluzioa]] eta amaiera aurresateko ezaugarririk garrantzitsuena. Izarren ezaugarri batzuk, hala nola diametroa eta tenperatura, denborarekin aldatzen dira, eta izarrak inguruan duenak bere errotazio eta mugimenduari eragiten dio.

Izar taldeek [[galaxia]]k sortzen dituzte eta [[unibertso]]ko argizagi nagusiak dira.

== Izarren behaketaren historia ==
{{sakontzeko|Astronomiaren historia|Konstelazio}}
[[Fitxategi:Dibuix de Leo.png|thumb|Gizakiek marrazkiak ikusi dituzte izarretan antzinarotik.<ref name="Forbes">{{Erreferentzia | izena=George | abizena=Forbes | izenburua=History of Astronomy | hizkuntza=en | data=2005-05-01 | url=http://www.gutenberg.org/ebooks/8172 | sartze-data=2017-12-19}}</ref> [[1690]]ko marrazki honetan [[Leo (konstelazioa)|Leo]] ikus daiteke, lehoia, [[Johannes Hevelius]]en interpretazioan.<ref>{{Erreferentzia | izenburua=Hevelius, Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia | aldizkaria=WallHapp Catalogue | hizkuntza=en-gb | url=http://www.wallhapp.com/urano/johannes-hevelius | sartze-data=2017-12-19}}</ref>]]
[[Fitxategi:LeoCC.jpg|thumb|[[Leo (konstelazioa)|Leo]] benetan ikus daitekeen bezala, lerroa gehituta.]]
Antzinatik izan dira izarrak garrantzitsuak kultura gehienetan, denetan ez esatearren; bai arrazoi erlijioso edo/eta kulturalengatik, orientazio lanabes gisa, egutegiak zehazteko... Antzinaroko astronomo askok uste zuten izarrak finko zeudela [[esfera zeleste]] batean eta ez zirela aldatzen. Konbentzioz, astronomoek izarrak konstelaziotan taldekatu izan dituzte, eta [[planeta]] eta [[Eguzkia]]ren posizioa konstelazio horiekiko kalkulatu izan dute.<ref name="Forbes" /> Eguzkiak hondoko izarrekiko eta [[horizonte]]arekiko zuen mugimendua [[egutegi]]ak osatzeko erabili da, eta honek garrantzia berezia zuen [[nekazaritza]]n.<ref>{{Erreferentzia | izenburua=Other Ancient Calendars | hizkuntza=en | url=http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html | sartze-data=2017-12-20}}</ref> Adibidez, gaur egun munduan oso zabaldua den [[Gregoriotar egutegia]], lurrak eguzkiarekiko duen posizio erlatiboan oinarritzen da.

Ezagutzen den [[izar-karta]]rik zaharrena Antzinako [[Egiptoko astronomia|Egiptoko astronomoek]] egindakoa da, [[K.a. 1534]]. urtean.<ref>{{Erreferentzia | izena=Ove | abizena=Von Spaeth | izenburua=Dating the Oldest Egyptian Star Map | orrialdeak=159–179 | hizkuntza=en | data=2000-07-01 | url=http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x/abstract | aldizkaria=Centaurus | alea=3 | zenbakia=42 | issn=1600-0498 | doi=10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x | sartze-data=2017-12-20}}</ref> Ezagutzen den [[izar-katalogo]]rik zaharrena berriz, [[Babiloniako astronomia]]n osatutakoa da, [[Mesopotamia]]n, K.a. 2. milurtekoan, [[Kasita]] garaian ([[circa|c.]] K.a. [[1531]]–[[1155]]).<ref>{{Erreferentzia | izena= John David | abizena=North | izenburua=The Norton history of astronomy and cosmology | argitaletxea=Norton | data=1995 | url=https://www.worldcat.org/oclc/31854784 | edizioa=1 | isbn=0393036561}}</ref> Mesopotamiarrek ezarritako lau konstelazio gaurdaino iritsi dira: [[Hydra (konstelazioa)|Hydra]], [[Corvus (konstelazioa)|Corvus]], [[Aquila (konstelazioa)|Aquila]] eta [[Piscis Austrinus]].<ref name="Roslyn" />

Ezagutzen den [[Antzinako Greziako astronomia]]ren lehen izar-katalogoa [[Aristilo]]k sortu zuen K.a. 300. urtea inguru, [[Timokares Alexandriakoa]]ren laguntzarekin.<ref>{{Erreferentzia | izenburua=Aristillus (c. 200 BC) | url=http://eaa.crcpress.com/0333750888/3440 | doi=10.1888/0333750888/3440 | sartze-data=2017-12-20}}</ref> [[Hiparko Nizeakoa]]k K.a. II. mendean egindako katalogoak 1020 izar zituen, eta [[Ptolomeo]]ren izar-katalogoa osatzeko erabili zen.<ref>{{Erreferentzia | izena=Gerd |abizena= Grasshoff |izenburua=The history of Ptolemy's star catalogue | argitaletxea=Springer-Verlag | data=1990 | url=https://www.worldcat.org/oclc/20596199 | isbn=0387971815}}</ref> [[Demokrito]] eta [[Epikuro]] greziar filosofoek izarrak beste eguzki batzuk zirela eta haien inguruan beste lur batzuk izan zitzaketela argudiatu zuten.<ref name = "ESO Projects">{{Erreferentzia | aldizkaria=ESO.org | izenburua=Projects | hizkuntza=en | url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | sartze-data=2017-12-20}}</ref> Hiparko Nizeakoa izan zen lehen ''[[noba]]''ren aurkitzailea.<ref>{{Erreferentzia | izenburua=Protostellar Jets In Context | hizkuntza=en | url=http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html | sartze-data=2017-12-20}}</ref> Greziako astronomiatik jaso ditugu konstelazio askoren gaur egungo izenak. Hala ere, Greziako mitologiarekin konstelazioen izenak azaltzeko egin diren saiakerak auto-erreferentziak izan ohi dira, eta antzinako beste jakintza batetik datozela proposatu dute hainbat ikerlarik.<ref name="Roslyn">{{Erreferentzia | izena=Roslyn M. | abizena=Frank | izenburua=Origins of the “Western” Constellations | argitaletxea=Springer | orrialdeak=147–163 | hizkuntza=en | data=2015 | url=https://link.springer.com/referenceworkentry/10.1007/978-1-4614-6141-8_11 | isbn=9781461461401 | doi=10.1007/978-1-4614-6141-8_11 | sartze-data=2017-12-20}}</ref> Horrela, baliteke Europan zehar egondako hainbat kondairen arabera eraiki izana jakintza hau, eta Grezian egindakoa berrinterpretazio bat baino ez izatea.<ref>{{Erreferentzia | izena=Owen | abizena=Gingerich | izenburua=Astronomical Scrapbook: The Origin of the Zodiac | argitaletxea=Sky Publishing Corporation | hizkuntza=en | data=1984 | url=https://books.google.es/books/about/Astronomical_Scrapbook.html?id=Jyq2ZwEACAAJ&redir_esc=y | sartze-data=2017-12-20}}</ref> Zehazki, konstelazio nagusietako batzuek [[greziar mitologia]]rekin harreman zuzenik ez izateak, eta [[hartz]] baten figura zeruan jarri izanak ohitura aurreindoeuroparrekin izango luke harremana, adibidez [[Euskal mitologia]]n hartzak duen paperarekin.<ref>{{erreferentzia | abizena1=Frank | izena1=M. R. | abizena2=Bengoa | izena2=J. A. | urtea=2001 | izenburua=Hunting the European sky-bears: on the origin of the non-zodiacal constellation | lana=Astronomy, cosmology and landscape | orrialdeak =15-44}}</ref><ref>{{erreferentzia | abizena=Frank | izena=R. M. | urtea=2000 | izenburua=Hunting the European sky bears: Hercules meets Hartzkume | lana=Archaeoastronomy and astronomy in culture: exploring diversity | editorea=Belmonte J. A. | argitaletxea=OAMC | lekua=Santa Cruz de Tenerife | orrialdeak=295-302}}</ref>

Orokorrean zeruak aldakorrak ez zirela pentsatzen bazen ere, [[Txinako astronomia|Txinako astronomoek]] bazekiten izar berriak ager zitezkeela.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza=en | izena=D. H. | abizena=Clark | izenburua=The Historical Supernovae | orrialdeak=355–370 | abizena2=Stephenson | izena2=F. R. | data=1982-11-01 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ASIC...90..355C | zenbakia=90 | sartze-data=2017-12-21}}</ref> [[185]]. urtean [[supernoba]] bat erregistratu zuten lehenak izan ziren, gaur egun [[SN 185]] gisa ezagutzen duguna.<ref>{{Erreferentzia | izena=Fu-Yuan | abizena=Zhao | izenburua=The Guest Star of AD185 must have been a Supernova | orrialdeak= 635 | hizkuntza= en | abizena2=Strom | abizena3=Jiang | izena2=R. G. | izena3=Shi-Yang | data=2006 | url=http://stacks.iop.org/1009-9271/6/i=5/a=17 | aldizkaria=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics | alea=5 | zenbakia=6 | issn=1009-9271 | doi=10.1088/1009-9271/6/5/17 | sartze-data=2017-12-21}}</ref> Historian erregistratutako izar eztandarik distiratsuena [[SN 1006]] supernoba izan zen, [[Ali ibn Ridwan]] astronomo egiptoarrak eta hainbat txinatar astronomok ikusi zutena [[1006]]an.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza=en | izenburua=NOAO Press Release 03-04: Astronomers Peg Brightness of History’s Brightest Star | url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html | sartze-data=2017-12-21}}</ref> [[SN 1054]] supernoba, [[Karramarroaren nebulosa]] sortuko zuena, Txinako eta mundu islamiarreko astronomoek ikusi zuten.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza=en | izena=Hartmut Frommert, Christine Kronberg, Guy | abizena=McArthur | izenburua=Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula | url=http://messier.seds.org/more/m001_sn.html | sartze-data=2017-12-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia | izena=J. J. L. | abizena=Duyvendak | izenburua=The Ancient Oriental Chronicles | hizkuntza=en | data=1942ko apirila | url=https://doi.org/10.1086/125409 | aldizkaria=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | alea=318 | zenbakia=54 | issn=1538-3873 | doi=10.1086/125409 | sartze-data=2017-12-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia | izena=N. U. | abizena=Mayall | izenburua=The Astronomical Aspects | hizkuntza=en | abizena2=Oort | izena2=J. H. | data=1942ko apirila | url=https://doi.org/10.1086/125410 | aldizkaria=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | alea=318 | zenbakia=54 | issn=1538-3873 | doi=10.1086/125410|sartze-data=2017-12-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia | hizkuntza=en | izena=K. | abizena=Brecher | izenburua=Ancient records and the Crab Nebula supernova | orrialdeak=106–113 | abizena2=Fesen | abizena3=Maran | abizena4=Brandt | izena2=R. A. | izena3=S. P. | izena4=J. C. | data=1983-06-01 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983Obs...103..106B | aldizkaria=The Observatory | zenbakia=103 | issn=0029-7704 | sartze-data=2017-12-21}}</ref>

[[Astronomia Erdi Aroko Islamiar munduan|Erdi Aroko Islamiar astronomoek]] [[arabiera]]zko izenak eman zizkieten izar askori, gaurdaino iritsi direnak; izarren posizioa kalkulatu ahal izateko hainbat instrumentu astronomiko asmatu zituzten. Lehen behatoki handiak eraiki zituzten, batez ere ''[[Zij]]'' izar-katalogoak sortu ahal izateko.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza=en | izena=E. S. | abizena=Kennedy | izenburua=The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory. Aydin Sayili | orrialdeak=237–239 | data=1962-06-01 | url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/10.1086/349558 | aldizkaria=Isis | alea=2 | zenbakia=53 | issn=0021-1753 | doi=10.1086/349558 | sartze-data=2017-12-21}}</ref> Egindako katalogo horien artean ''[[Izar Finkoen Liburua]]'' dago, [[Abd al-Rahman al-Sufi]] persiar astronomoak [[964]]an idatzia. Liburu horretan lehen aldiz aipatzen dira [[izar-kumulu]]ak (hala nola [[Omicron Velorum]] eta [[Collinder 399]]) eta [[galaxia]]k ([[Andromeda galaxia]], adibidez).<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza=en | izena=Glyn Jones | abizena=Kenneth | izenburua=Messier's nebulae and star clusters | argitaletxea=Cambridge University Press | data=1991 | url=https://www.worldcat.org/oclc/20262990 | edizioa=2 | isbn=0521370795}}</ref><ref group="upper-roman">Galaxiak eta izar-kumuluak ''nebula'' gisa aipatzen dira, mendeak beharko zirelako jakiteko zer ziren benetan.</ref>

[[XI. mendea]]n [[Abu Ryhan Biruni]] persiar [[Polimatia|polimata]] eta ikertzaileak [[Esne Bidea]] izar nebulosen ezaugarriak zituen fragmentu askoz osatutako gorputz bezala deskribatu zuen, eta hainbat izarren latitudeak eman zituen 1019ko [[ilargi eklipse]]a baliatuz.<ref>{{Erreferentzia | izenburua=Al-Biruni, 973-1048 C.E. | data=2008-06-26 | url=https://web.archive.org/web/20080626074150/http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html | sartze-data=2017-12-21}}</ref> [[Al-Andalus]]ko [[Ibn Bajja]] astronomoak lehen aldiz proposatu zuen Esne Bidea izar askoz osatutako gorputza zela, hain gertu bata bestearengatik ezen ia uki baitzitezkeen, eta jarraikortasuna Ilargia baino gertuago zegoen materialak eragiten zuen [[errefrakzioa]]ren ondorio zela. Froga gisa, [[1106]]. urteko [[Jupiter]] eta [[Marte]]ren konjuntzioan behatutakoa aipatu zuen.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | izena=Josep | abizena=Puig Montada | izenburua=Ibn Bâjja | argitaletxea=Metaphysics Research Lab, Stanford University | data=2012 | url=https://plato.stanford.edu/archives/spr2012/entries/ibn-bajja/ | edizioa=2012ko udaberria | editore-abizena=Zalta | editore-izena=Edward N. | sartze-data=2017-12-21}}</ref>

[[Tycho Brahe]] astronomoak izar berriak identifikatu zituen zeruan, beranduago ''novae'' izena izango zutenak, zerua aldakorra zela ondorioztatuz. 1584an [[Giordano Bruno]]k proposatu zuen beste izarrak Eguzkia bezalakoak zirela, eta aukera bat zela beste [[planeta]] batzuk egotea izar horien orbitan, zeintzuen artean egon zitezkeen Lurraren antza zutenak.<ref name=":0">{{Erreferentzia | hizkuntza = en | izenburua=A Brief History of High-Energy Astronomy | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html | sartze-data=2017-12-21}}</ref> Ideia hori lehenago [[Demokrito]] eta [[Epikuro]] Greziako filosofoek ere proposatu zuten,<ref name = "ESO Projects" /> bai eta [[Fakhr al-Din al-Razi]] islamiar kosmologoak ere.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | izena=I.A. | abizena=Ahmad | izenburua=The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization | orrialdeak=395–403 | url=https://doi.org/10.1016/0083-6656(95)00033-X | aldizkaria=Vistas in Astronomy | alea=4 | zenbakia=39 | doi=10.1016/0083-6656(95)00033-x | sartze-data=2017-12-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia | izena=Setia | abizena=Adi | izenburua=Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey | hizkuntza=en | data=2004-12-22 | url=https://www.questia.com/library/journal/1G1-128606463/fakhr-al-din-al-razi-on-physics-and-the-nature-of | aldizkaria=Islam & Science | alea=2 | zenbakia=2 | issn=1703-762X | sartze-data=2017-12-21}}</ref> [[XVII. mende]]an Eguzkia izar bat zelako adostasun zabala zen jada. Hala ere, ez zen ulertzen zergatik izar horiek ez zuten Eguzki-sistema erakartzen, beste gorputzek bezala. [[Isaac Newton]]ek proposatu zuen izarrak modu berean zeudela sakabanatuak norabide guztietan, [[Richard Bentley]] teologoak ere bultzaturiko idea.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | izenburua=The Value of Archives in Writing the History of Astronomy | url=http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html | sartze-data=2017-12-21}}</ref>

[[Geminiano Montanari]] italiar astronomoak [[Algol izarra]]ren argitasun aldaketak behatu zituen 1667an. [[Edmond Halley]]k bi izarren arteko mugimenduaren lehen neurketak argitaratu zituen, eta frogatu zuen [[Klaudio Ptolomeo|Ptolomeo]] eta [[Hiparko Nizeakoa|Hiparko]] greziar astronomoen garaitik izar haien posizioak aldatu egin zirela.<ref name=":0" />
[[Fitxategi:Alpha Centauri AB over limb of Saturn PIA10406.jpg|thumb|[[Alpha Centauri]] A eta B [[Saturnoren eraztunak|Saturnoren eraztunen]] ondoan.]]
[[William Herschel]] izan zen lehen astronomoa zeruan izarrek duten banaketa zehazteko saiakera egiten. 1780ko hamarkadan hainbat lerro zehaztu zituen 600 norabidetan, eta bakoitzean ikus zitezkeen izarrak kontatu zituen. Izar kopurua norabide batean handiagoa zela ondorioztatu zuen, Esne Bidearen [[zentro galaktiko]]aren norabidean, hain zuzen ere.Bere seme [[John Herschel]]ek ikerketa berriro egin zuen [[hego hemisferio]]an eta norabide berdinean hazten zela ikusi zuen.<ref>{{Erreferentzia | izena=Richard A. | abizena=Proctor | izenburua=Are Any of the Nebulæ Star-Systems? | orrialdeak=331–333 | hizkuntza=en | data=1870-01-27 | url=https://doi.org/10.1038/001331a0 | aldizkaria=Nature | alea=13 | zenbakia=1 | doi=10.1038/001331a0 | sartze-data=2017-12-21}}</ref> Ikerketa honetan William Herschelek ikusi zuen izar batzuk ez daudela bakarrik norabide berean, baizik eta [[Sistema bitar (astronomia)|sistema bitarrak]] osatzen dituztela.

[[XIX. mendea]]n [[Joseph von Fraunhofer]] eta [[Angelo Secchi]]k [[espektroskopia]]ren zientzia abiatu zuten. [[Sirius]] eta Eguzkiaren arteko izarren espektroaren diferentziak aztertuta [[absortzio lerro]]en kopuru eta indarraren arteko diferentziak aurkitu zituzten.1865an Secchi izarrak euren [[Izarren sailkapena|mota espektralaren arabera sailkatzen]] hasi zen.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | izenburua=Angelo Secchi, S.J. | data=2011-07-21 | url=https://web.archive.org/web/20110721210124/http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm | sartze-data=2017-12-21}}</ref> Hala ere, gaur egun erabiltzen den izarren sailkapena [[Annie J. Cannon]]ek garatu zuen 1900eko hamarkadan.

Izar bateraino ([[61 Cygni]] 11,4 [[argi-urte]]ra) dagoen distantziaren lehen neurketa zuzena 1838an egin zuen [[Friedrich Bessel]]ek, [[paralaxi]] teknika erabiliz. Paralaxiak demostratu zuen izarren arteko distantzia zein handia den.<ref name=":0" /> Izar sistema-bitarren behaketek garrantzia irabazi zuten XIX. mendean zehar. 1834an Besselek Sirius izarraren berezko mugimenduan aldaketak ikusi zituen eta ezkutuko kide bat zuela ondorioztatu zuen. [[Edward Pickering]]ek lehenengo bitar espektroskopikoa aurkitu zuen 1899an, [[Mizar]] izarra 104 egunetan zehar aztertuz eta espektroak periodikoki banatzen zirela ikusiz. [[Friedrich Georg Wilhelm von Struve]] eta [[Sherburne Wesley Burnham]] astronomoek egindako behaketa zehatzei esker izarren [[masa]] kalkulatu ahal izan zen, [[orbitaren elementuak]] konputatuz. Izar sistema-bitarren orbitak deribatzeko buruketaren lehen soluzioak [[Felix Savary]]k eman zituen 1827an.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | izena=Robert Grant | abizena=Robert Grant Aitken | izenburua=The Binary Stars | url=http://archive.org/details/TheBinaryStars | sartze-data=2017-12-21}}</ref>

[[XX. mendea]]k izarren ikerketak aurrerapen handiak izan zituen. [[Argazkigintza]] tresna garrantzitsua izan zen astronomian. [[Karl Schwarzschild]]ek aurkitu zuen izar baten kolorea eta, beraz, tenperatura, kalkula zitekeela [[itxurazko magnitude]]a eta [[argazki-magnitudea]] alderatuz. [[Fotometro]] [[Efektu fotoelektriko|fotoelektrikoaren]] asmakuntzak izarren [[Magnitude absolutu|magnitudeak]] hainbat [[uhin-luzera]] ezberdinetan neurtzeko aukera eman zuen. [[1921]]ean [[Albert A. Michelson]]ek izarren diametroaren lehen neurketak egin zituen [[interferometro]] bat erabiliz.<ref>{{Erreferentzia | izena=A. A. | abizena=Michelson | izenburua=Measurement of the Diameter of alpha Orionis with the Interferometer | hizkuntza=en | abizena2=Pease | izena2=F. G. | data=1921eko maiatza | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1921ApJ....53..249M | aldizkaria=The Astrophysical Journal | zenbakia=53 | issn=0004-637X | doi=10.1086/142603 | sartze-data=2017-12-21}}</ref>

Izarren egitura fisikoari buruzko [[Fisika teoriko|lan teoriko]] garrantzitsuak egin ziren XX. mendearen lehen hamarkadetan. [[1913]]an [[Hertzsprung-Russell diagrama]] garatu zen, izarren ikerketa [[Astrofisika|astrofisikoa]] abiatuz. Izarren barnealdean gertatzen dena eta izarren eboluzioa ulertzeko ereduak garatu ziren. [[Cecilia Helena Payne-Gaposchkin|Cecilia Payne-Gaposchkinek]] [[1925]]an aurkeztutako doktoretza-tesian izarrak batez ere [[hidrogeno]] eta [[helio]]z osaturik zeudela proposatu zuen.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | izenburua= Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena | aldizkaria = CWP | data=2005-03-18 | url=https://web.archive.org/web/20050318221903/http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html | sartze-data=2017-12-21}}</ref> Fisika kuantikoaren garapenarekin izarren espektroak ulertzeko aukera berriak lortu ziren. Horrela, izarren atmosferaren konposizio kimikoari buruzko ezagutza lortu zen.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | abizena=Unsöld | izena = Albrecht | izenburua=The new cosmos: an introduction to astronomy and astrophysics | argitaletxea=Springer | data=2001 | url=https://www.worldcat.org/oclc/47023563 | edizioa=5 | isbn=3540678778}}</ref>

[[Supernoba]]k kenduta, izar indibidual ia gehienak [[Talde Lokala]]ren parte dira,<ref>{{Erreferentzia | izena=Paolo | abizena=Battinelli | izenburua=Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31 | orrialdeak=1298 | hizkuntza=en | abizena2=Demers | abizena3=Letarte | izena2=Serge | izena3=Bruno | data=2003 | url=http://stacks.iop.org/1538-3881/125/i=3/a=1298 | aldizkaria=The Astronomical Journal | alea=3 | zenbakia=125 | issn=1538-3881 | doi=10.1086/346274 | sartze-data=2017-12-21}}</ref> eta bereziki Esne Bidearen alderdi ikusgarrian daudenak.<ref>{{Erreferentzia | izenburua=Cosmos Home - Cosmos | hizkuntza=en-GB | url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=esa_msa | sartze-data=2017-12-21}}</ref> Hala ere [[Virgo Kumulua]]n dagoen [[M100 galaxia]]ko izar batzuk ere indibidualki ikusi dira, Lurretik 100 milioi argi urtera<ref>{{Erreferentzia | aldizkaria=HubbleSite | izenburua=Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/| sartze-data=2017-12-21}}</ref> [[Virgo Superkumulua]]n hainbat [[Izar-kumulu|izar-multzo]] ikus daitezke, eta gaur egungo teleskopioek aukera dute Talde Lokaleko hainbat izar ikusteko.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | aldizkaria=HubbleSite | izenburua=Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/19/text/ | sartze-data=2017-12-21}}</ref>

== Izarren izendapena ==
[[Fitxategi:Perseus Hevelius 2.jpg|thumb|[[Perseus (konstelazioa)|Perseus]] konstelazioaren ilustrazio bat, Johannes Heveilusen 1690ean argitaratutako izar-katalogotik. Izarrak konstelazioen arabera izendatzen dira, zeru zatien mapak egiteko aukera erraztuz. Adibidez, izen propioa duen [[Algol]] izarrari '''β Persei''' izena ere ematen zaio.]]
Zeruko izarrik distiratsuenek, [[planeta]] batzuk tartean, hainbat kulturatako [[mitologia]] izenak dituzte,<ref>{{Erreferentzia | izena=Scott | abizena=MacNeill | izenburua=Myths, Legends and Lore | hizkuntza=en | url=http://frostydrew.org/papers.dc/papers/paper-myths/ | sartze-data=2017-12-23}}</ref> greziarrak, latinak eta arabiarrak asko. Askok izen desberdinak dituzte munduan barrena, tokian tokiko izen propioak.

Azken 2000 urteetan 300 izar ingururi eman zaie izena, gehienak mitologiarekin zerikusia dutenak. Begi hutsez 4000 izar inguru ikus litezke lurreko [[hemisferio]] bakoitzean. Astronomia katalogoetan miloi batzuk badira. Gure [[Esne Bidea]]n bilioi batzuk badaude eta unibertsoan dagoen izar kopurua zenbaezina da. Beraz astronomoak aurkitzen diren izar guztiak behar bezala sailkatzen saiatzen dira.

[[Johann Bayer]] alemaniar astronomoak konstelazio bakoitzean izarrei izena emateko greziar hizkiak erabiltzen zituen izendapena sortu zuen. Geroago, [[John Flamsteed]]ek zenbakiak zerabiltzan sistema sortu zuen. Ordudanik sistema desberdin ugari erabili izan dira, izar katalogoak azaldu ziren arte. Gaur egun [[Nazioarteko Astronomia Elkartea]] da izar berriak izendatzeko gaitasuna duen erakunde bakarra.

Gerora izarra kokatzeko balio duen izena ematen diote astronomoek izarrari. Dauden [[konstelazio]]aren izenari greziar alfabetoko hizki bat jartzen zaio aurretik. Izarrik distiratsuenari ''[[alfa (argipena)|alfa]]'' izena ezartzen zaio konstelazioarenaren aurretik, hurrengoari ''[[beta]]''... Adibidez: [[Alfa Orionis|Betelgeuse]] izarrari, Orion konstelazioko izarrik distiratsuenari, [[Alfa Orionis]] ere deitzen zaio. Greziar alfabetoko hizkiak bukatzen direnean, zenbakiak erabiltzen dira.

Baina izar kopurua hain handia denez, Nazioarteko Astronomia Elkarteak sistema ezberdina darabil izar berrientzako: laburdura bat eta sinbolo batzuk. Laburdurak izar mota edo izarrari buruzko informazio duen katalogo bat adierazten du. Adibidez: PSR J1302-6350; ''PSR'' zatiak [[pulsar|pultsarra]] dela adierazten du; ''J''k, ordea, ''J2000'' izeneko [[koordenatu sistema]] erabiltzen dela adierazten du; eta zenbakiak koordenatuak dira.

[[Izar aldakor]]rei ''RR Lyrae'' edo ''TT Arietis'' izena ematen zaie; ''Lyrae'' eta ''Arietis'' konstelazio horietan daudela esan nahi du, eta hasierako hizki bikoiztuak aurkitzen diren eran sailkatzeko balio du; ''AA'' konstelazio batean aurkitutako lehen izar aldakorra da. ''ZZ'' hizkira iritsitakoan, zenbakiak erabiliko lirateke.

== Neurketa-unitateak ==
Izarren ezaugarri gehienak [[Nazioarteko Unitate Sistema]]k adostutako unitateetan ematen dira, [[CGS]] unitateak ere erabiliak izan arren. Masa, argitasuna eta erradioa adierazteko ohikoa da eguzki unitateak erabiltzea. 2015ean NAEk hainbat eguzki-balio ''nominal'' definitu zituen, NUS konstanteetan neurtuak, zehazgabetasuna murrizteko asmoz:

:[[Eguzki-argitasuna]]: <math>L_\bigodot = 3.827 \times 10^{26}</math>&nbsp;[[watt|W]]

:[[Eguzki erradio|Eguzki-erradioa]]: <math>R_\bigodot = 6.960 \times 10^{8}</math> [[metro|m]]

Eguzkiaren masa <math>M_\bigodot</math>ez zen esplizituki definitu, ez dagoelako zehaztasun osorik [[Newtonen konstante-grabitazionala]]ren (<math>G</math>) balioaren inguruan. Hala ere, Newtonen grabitazio konstantearen eta eguzkiaren masaren biderketaren balioa ezaguna denez (<math>GM_\bigodot</math>) zehaztasun handiagoarekin, NAEk eguzkiaren masa ''nominala'' honela definitu zuen:

:[[Eguzki-masa]]: <math>M_\bigodot = 1.9891 \times 10^{30}</math>&nbsp;[[kilogramo|kg]]

Argitsun, erradio eta masaren parametroak alda badaitezke ere etorkizunean, behaketak direla eta, 2015eko NAEren balio nominalak konstante mantenduko dira beste izarren parametroak neurtu ahal izateko.

Luzera handietarako, erraldoi baten erradioa adierazteko adibidez, [[Unitate astronomiko]]ak ere erabiltzen dira, hau da, Eguzkia eta Lurraren arteko distantzia. Normalki 150 milioi kilometro aipatzen badira ere neurri honetarako, neurketa zehatza honakoa da: 149.597.870.700 [[metro|m]].<ref>{{Erreferentzia | izena=Andrej | abizena=Prša | izenburua=Nominal Values for Selected Solar and Planetary Quantities: IAU 2015 Resolution B3 | orrialdeak=41 | hizkuntza=en | abizena2=Harmanec | abizena3=Torres | abizena4=Mamajek | abizena5=Asplund | abizena6=Capitaine | abizena7=Jørgen Christensen-Dalsgaard | abizena8=Depagne | abizena9=Haberreiter | izena2=Petr | izena3=Guillermo | izena4=Eric | izena5=Martin | izena6=Nicole | izena8=Éric | izena9=Margit | data=2016 | url=http://stacks.iop.org/1538-3881/152/i=2/a=41 | aldizkaria=The Astronomical Journal | alea=2 | zenbakia=152 | issn=1538-3881 | doi=10.3847/0004-6256/152/2/41 | sartze-data=2017-12-23}}</ref>

== Sorrera eta bilakaera ==
{{sakontzeko|Izar eboluzio}}
[[Fitxategi:Star life cycles red dwarf eu.svg|thumb|300px|Izarren ziklo ezberdinak erakusten duen irudia, masaren arabera egin ditzaketen ibilbideekin]]
Izarrak espazioak materia-dentsitate handiagoa duten eskualdetan sortzen dira. Eskualde hauek ''[[laino molekular]]'' gisa ezagutzen dira, eta batez ere [[hidrogeno]]z osaturik daude, %23 edo %28 artean helioa delarik eta, kopuru txikietan, elementu astunagoak. Gaur egun horrelako izarren sorrera guneak badaude, adibidez [[Oriongo Nebulosa]].<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | izena=Paul R. | abizena=Woodward | izenburua=Theoretical Models of Star Formation | orrialdeak=555–584 | data=1978-09-01 | url=http://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev.aa.16.090178.003011 | aldizkaria=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | alea=1 | zenbakia=16 | issn=0066-4146 | doi=10.1146/annurev.aa.16.090178.003011 | sartze-data=2017-12-23}}</ref> Izar gehienak dozenaka edo ehunka milakako taldeetan sortzen dira<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | izena=Charles J. | abizena=Lada | izenburua=Embedded Clusters in Molecular Clouds | orrialdeak=57–115 | abizena2=Lada | izena2=Elizabeth A. | data=2003-09-01 | url=http://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev.astro.41.011802.094844 | aldizkaria=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | alea=1 | zenbakia=41 | issn=0066-4146 | doi=10.1146/annurev.astro.41.011802.094844 | sartze-data=2017-12-23}}</ref> Talde horietako izar masiboek indar nahikoa izan dezakete lainoari berari argia emateko, hidrogenoa [[ionizazio|ionizatuz]] eta [[H II eskualdea]]k sortuz.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | izenburua=A dictionary of astronomy | argitaletxea=Oxford University Press | data=2012 | url=https://www.worldcat.org/oclc/768490749 | edizioa=2 | isbn=9780199609055}}</ref> Efektu horrek lainoa bera eraldatzen du, eta izar gehiago sortzea ekidin dezake.

Izar gehienek euren existentziaren denbora gehiena [[sekuentzia nagusia]]n ematen dute, hidrogenoa helioan bilakatuz, [[fusio nuklear]]aren bidez. Hala ere, izarren masak propietate ezberdinak ematen dizkie euren garapenaren une ezberdinetan. Izar baten azken unea ezberdina da izarrak duen masaren arabera, eta euren inguruan duten eragina edo duten argitasuna ere faktore honek mugatzen du. Horregatik, astronomoek izarrak euren masaren arabera sailkatu ohi dituzte:<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | abizena=Kwok | izena=Sun | izenburua=The origin and evolution of planetary nebulae | argitaletxea=Cambridge University Press | data=2000 | url=https://www.worldcat.org/oclc/40964827 | isbn=0521623138}}</ref>
* ''Masa oso baxuko izarrak'', eguzkiaren masa (''M''<sub>☉</sub>) baino 0,5 aldiz txikiagoak direnak, sekuentzia nagusian dagoen bitartean helioa oso sakabanatua dute eta konbekzioa ematen da izar guztian zehar. Ez dira inoiz [[erraldoi gorri]] bilakatzen, eta fusio nuklearra gelditzen denean [[nano zuri]] bilakatzen dira, pixkanaka hoztuz hidrogenoa amaitzen den heinean.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | izena=F. C. | abizena=Adams | izenburua=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence | orrialdeak=46–49 | abizena2=Graves | abizena3=Laughlin | izena2=G. J. M. | izena3=G. | data=2004-12-01 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004RMxAC..22...46A | zenbakia=22 | sartze-data=2017-12-27}}</ref> Hala ere, 0,5 ''M''<sub>☉</sub> duten izarren bizitza [[Unibertsoaren adina]] baino luzeagoa denez, ez da izarrik heldu oraindik nano zuri izateko unera.
* ''Masa baxuko izarrak'' 0,5 ''M''<sub>☉</sub> eta 1,8–2,5 ''M''<sub>☉</sub> artean duten izarrak dira, euren konposizioaren arabera. Erraldoi gorritan bilakatzen dira euren nukleoko hidrogeno guztia [[helio]]agatik aldatzen denean, eta helio hori erretzen hasten direnean [[helio flash]] gisa. [[Karbono]]-[[oxigeno]] nukleo dengeratu bat sortzen dute gero eta, azkenean, eztanda egiten dute kanpoko geruzak [[nebulosa planetario]] gisa jaurtiz espaziora, eta nukleoa [[nano zuri]] gisa utziz.
* ''Masa ertaineko izarrak'' 1,8–2,5 ''M''<sub>☉</sub> eta 5–10 ''M''<sub>☉</sub> artean dauden izarrak dira, eta masa baxukoek dituzten faseak izaten dituzte, baina denbora tarte erlatiboki labur batean ostean [[Erraldoi gorrien adarra|erraldoi gorriaren fasean]] helioa erretzen hasten dira flashik gabe, karbono-oxigeno nukleo degeneratu bat sortzen duten arte euren fase gorrian.
* ''Izar masiboak'' orokorrean 7–10 ''M''<sub>☉</sub> (edo gutxiago, 5–6 ''M''<sub>☉</sub> inguru) duten izarrak dira. Euren hidrogenoa bukatu ostean supererraldoi gorrietan bilakatzen dira eta helioa baino pisutsuagoak diren elementuak sortzeari ekiten diote. Euren bizitzaren amaieran nukleoak kolapsoa jasaten du eta [[supernoba]] eran lehertzen dira.

=== Sorrera ===
Molekula-hodei batean du jatorria izarrak eta grabitate ezegonkortasunak bultzatzen du bere sorrera. Ezegonkortasunaren jatorria supernoben leherketa edo bi galaxien arteko talkak eragiten du sarri. Gune horretan dentsitatea behar adina handia denean, [[Jeansen ezegonkortasuna]], bere grabitate indarraren ondorioz kolapsatu egingo da.<ref name = "Michael David 2004">{{Erreferentzia | hizkuntza = en | abizena=Smith | izena = Michael David | izenburua=The origin of stars | argitaletxea=Imperial College Press | data=2004 | url=https://www.worldcat.org/oclc/57478653 | isbn=1860945015}}</ref>

Lainoa kolapsatzen den heinean, [[Bok globuloak]] izeneko hauts eta gasezko gorputz trinkoak eratzen dira. Hauek 50 eguzki-masatik gora izan ditzakete. Globulua kolapsatu eta dentsitatea handitzen doan eran grabitate indarra bero bilakatzen da eta tenperaturak gora egingo du. Proto-izarraren lainoak [[oreka hidrostatiko]]a lortzen duenean, proto-izarra sortzen da erdigunean.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | izenburua=From Protostellar Clouds to Protostars | data=2008-06-23 | url=https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | sartze-data=2017-12-29}}</ref> Sekuentzia nagusi aurreko izar hauek proto-planeta disko batek inguratzen ditu sarri. Grabitazio-kontrakzioak 10-15 milioi urte inguru irauten ditu.

2 eguzki masa baino txikiagoak direnei [[T Tauri]] izarrak deritzate eta handiagoei [[Herbig Ae/Be izarrak]]. Izar jaioberriek bere errotazio ardatzetik gas zorrotadak isurtzen dituzte, [[Herbig Haro objektua|Herbig-Haro]] izenez ezagunak diren nebulosa txikiak sortuz.<ref>{{Erreferentzia | hizkuntza = en | izena=J. | abizena=Bally | izenburua=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks | orrialdeak=491 | abizena2=Morse | abizena3=Reipurth | izena2=J. | izena3=B. | data=1996 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996swhs.conf..491B | sartze-data=2017-12-29}}</ref><ref name = "Michael David 2004" />

=== Sekuentzia nagusia ===
Izarrek beren bizitzako denboraren % 90 inguru [[fusio (argipena)|fusio]] bidez hidrogenoa helio transformatzen iragaten dute, prozesu horretan bero eta presio altuko erreakzioak sortuz. Fase honetan dauden izarrak sekuentzia nagusian daudela esaten da eta [[nano (argipena)|nano]] deitzen zaie. Izarraren sekuentzia nagusiak irauten duen denbora bere masa eta «''argitasuna''»k baldintzatzen dute. Eguzkiaren kasuan 10.000.000.000 urte duela aurreikusten da. Izar handiek erregaia oso azkar erretzen dute eta bizitza oso laburra dute. Izar txikiek ordea, [[nano gorri]] deituak, erregaia oso poliki erretzen dute eta biziraupen oso luzea dute, ehunka bilioi urte. Beraien bizitzaren bukaeran argitasuna galtzen doaz poliki, [[nano beltz]] bilakatuz. Halere, nano beltzen biziraupena egun unibertsoari estimatzen zaion adina baino handiagoa denez, 13,7 bilioi urte, oraindik ez da halako izarrik dagoenik aurreikusten.

Izar guztiek sortzen dute izar-haizea, espaziorantzako gas isurketa etengabearen iturburu. Izar gehienetan galdutako masa kopurua arbuiagarritzat har daiteke. Eguzkiak urtero 10<sup>-14</sup> eguzki masa galtzen ditu, hau da, bere bizitza osoan zehar masa guztiaren % 0,01 galduko luke. Izar oso handiek nabarmenagoa dute masa galera, 10<sup>-7</sup> edo 10<sup>-5</sup> masa inguru galtzen baitute urtero, beraien eboluzioaren ondorio den jarioa. Beraien bizia 50 eguzki-masa baino gehiagorekin hasten duten izarrek masaren erdia ere galdu dezakete sekuentzia nagusian dauden bitartean.

Masa ez ezik, helioa ez den beste elementu pisutsuen kontzentrazioak ere, metalikotasunak alegia, garrantzi handia du izarraren bilakaeran.

=== Sekuentzia nagusiaren ondoren ===
0,4 [[eguzki-masa]] baino gutxiago duten izarrek erdiguneko hidrogenoa kontsumitzen dutenean, kanpo geruzak zabaldu eta hoztu egiten dira, [[erraldoi gorri]] bat sortuz. 5 milioi urte barru, eguzkia erraldoi handi bilakatzen denean, [[Artizarra]] eta [[Merkurio (planeta)|Merkurio]] irentsiko dituela aurreikusten da.

[[Erraldoi gorri]] batean fusioak nukleoa inguratzen duen geruza batean jarraitzen du. Orduan nukleoa helioaren fusioa hasteraino konprimituko da, izarraren erradioa txikitu eta gainazaleko tenperatura igoz. Izarrak nukleoko helioa kontsumitu ondoren, fusioak karbono eta oxigenozko nukleotik kanpo jarraituko du. Orduan izarrak hasierako erraldoi gorriaren antzeko garapena jasango du, baina gainazal beroagoaz.

==== Izar handiak ====
Helio erretze fasean, 9 eguzki-masa baino gehiago dituzten izarrek supererraldoi gorriak eratzeraino zabaltzen dira. Nukleoko erregaia erre ondoren, helioa baino pisutsuagok diren elementuak fusionatzen jarrai dezakete. Nukleoa konprimitu egingo da, tenperatura eta presioa igoaz, karbonoa fusionatzeko gai izan arte. Prozesuak jarraipena izango du, oxigenoa, neoia, silizioa eta sulfuroa erreaz. Bizitzaren bukaeran fusioa izarraren kanpo geruzetan gertatzen da. Geruza bakoitzak elementu bat erretzen du; kanpokoenak hidrogenoa, barrukoak helioa, eta abar.

Izarraren bizitzaren bukaera burdina sortzen hasten denean iristen da. Burdinazko nukleoa fusionatuz gero ez da energia igortzen, kontsumitu baizik. Izar oso handietan burdina pilatuko da nukleoan. Elementu pisu hauek kanpo geruzetara irten litezke, izarra inguratzen duten objektuak sortuz, ''[[Wolf-Rayet izar]]'' bezala ezagunak direnak eta kanpo atmosfera argitzen duen izar-haize trinkoa dutenak.

==== Kolapsoa ====
Tamaina ertaineko izar garatu batek, 1,4 eguzki-masa baino txikiagoa, planeta nebula bezala askatuko ditu kanpo geruzak. Kanpo geruzak askatu ondoren geratzen den objektu txikia ez da konpresio gehiago jasateko gai eta [[nano zuri]] deitzen zaio. Nano zuriaren barruko materiak ez du plasma izaten jarraituko, izarrak normalean [[Plasma (fisika)|plasmazko]] esfera kontsideratu arren. Nano zuriak [[nano marroi]] bilakatuko dira, eta azkenik [[nano beltz]] denbora epe oso luzean.

1,4 eguzki-masa baino gehiago dituzten izarretan, leherketaren ondoren burdinazko nukleoaren handitzeak bere masa jasateko gai ez den arte iraungo du fusioak. Nukleoa bat-batean kolapsatuko da, eta elektroiak protoien barrura bultzatuak izango dira, neutroi eta [[neutrino]]ak sortuz. Bat-bateko kolapso honek sortutako uhin astinduak izar guztia [[supernoba]] eran leherraraziko du. Supernobak denbora labur batez izarraren jatorri-galaxia osoa argitzeraino dira distiratsuak. Izar berri bezala identifikatuak izan dira historian zehar esne bidetik at zeuden supernobak, begi hutsez ikusi zitezkeenak behintzat.

Supernoben leherketan materiaren gehiengoa kanpora jaurtikiko da eta erdigunean geratzen dena [[neutroi-izar|neutroi izar]] bilakatuko da, batzuetan [[pulsar]] edo [[X izpi|X-izpi]] leherketa, baita [[zulo beltz]] ere 3 eguzki-masa baino gehiago dituzten izarretan. Neutroi-izar batean materia ez da gehiago plasma izango.

Hiltzen ari diren izarrek kanporatutako geruzek izar berrien sorreran berrerabiltzen diren elementu astunak dituzte, planeten sorrera bideratuz. Izarrarteko materiaren eraketan garrantzi handia dute izar handien supernoba eta izar-haizeak.

== Ezaugarriak ==
=== Adina ===
Izar gehienek mila milioi bat eta 10 mila milioi urte bitarteko adina dute. Batzuek 13,7 mila milioi urte dituzte, hau da, unibertso ezagunaren adina.

Izar handienak dira bizitza laburrena dutenak, erdigunean dagoen presio ikaragarriak hidrogenoa beste izarretan baino lasterrago erretzea eragiten baitu. Izar handienen bizitza milioi bat urte ingurukoa da; aldiz, masa txikiena duten [[nano gorri]]ek hidrogenoa motelago kontsumitzen dutenez ehun mila milioi urte iraun dezakete.

=== Metaltasuna ===
{{sakontzeko|Metaltasun}}

[[Astronomia]]n [[helio]]a baino pisutsuagoak diren elementuak metal elementu kontsideratzen dira, eta elementu hauen kontzentrazio kimikoari metaltasuna deritzo. Metaltasunak izarraren atmosferako burdin kopurua adierazten du orokorrean, burdina oinarrizko elementua denez neurtzen erraza baita. Izarrak etengabe [[supernoba|supernoben]] leherketek igorritako elementu pisutsuz hornitzen direnez, burdin kopurua izarraren adina neurtzeko erabiltzen da. Elementu pisutsuen kopurua izarrak planeta sistema bat izan dezakeen jakiteko ere balio du.

Metaltasunak, [[eremu magnetiko]]en sorrera, izarrak bere erregaia erretzeko behar duen denbora eta [[Eguzki haize|izar-haizearen]] indarra baldintzatzen ditu.

Izar zaharrek gazteek baino metaltasun txikiagoa dute, sortu ziren lainoaren konposaketa dela medio.

=== Konposaketa kimikoa ===

Izar baten hastapenetan bere konposaketa, osagaien masa kontutan izanik, honako hau da:

* % 70 hidrogenoa;
* % 28 helioa;
* % 2 beste elementu pisutsuago batzuk (elementu metalikoak).

Eguzkiak, helioa eta hidrogenoa ez ezik, osagai ditu [[karbono]]a, [[oxigeno]]a, [[nitrogeno]]a eta [[burdina]] ere. Eguzkiaren metalikotasuna 0,02 da; beraz, izar horren masaren %&nbsp;2a dira metal elementuak. Ezagutzen den burdin kopuru baxuena duen izarra HE 1327-2326 nanoa da, eguzkiaren 1/200.000 burdin kopurua baitu.

=== Diametroa ===

[[Lurra]]ren [[diametro]]a 12.756 [[kilometro]] da. Eguzkiaren diametroa 1.390.400 km da. [[Antares]]ena, berriz, Eguzkiarena halako 700; eta [[Alfa Orionis|Betelgeuserena]], Eguzkiarena halako 800.

Izarren diametroa ez da konstantea, beraien bizitza fasearen arabera aldatzen baita. [[Izar aldakor]] periodikoek masa aldakorra dute; [[RR Lyrae]], [[Cepheides]] eta [[Mira]] izarrek, adibidez.

Lurretik oso urruti daudenez eguzkia ez beste izarrak puntu soil bezala ikusten dira lurretik behatuta. Izarren kanpo diskoa txikiegia da [[Teleskopio|teleskopio optiko]] arrunt batekin ikusi ahal izateko, [[interferometro-teleskopio]] bat behar da behaketarako.

Izar txikienak [[neutroi-izar|neutroi izarrak]] dira, [[kilometro]] gutxi batzuk dituztenak, eta handienak berriz [[supererraldoi]]ak dira. Adibidez: [[Orion (konstelazioa)|Orion konstelazioan]] dagoen [[Alfa Orionis|Betelgeusek]] [[eguzkia]]k baino 1.000 bider [[diametro]] handiago du: 1.390.400.000 [[kilometro]] gutxigorabehera.

=== Masa ===

Izarren masa 0,08–120 eguzki-masa bitartekoa da. Masak izarraren bizitza baldintzatzen du, izar handi baten bizitza oso laburra izango baita, oso argitsua izan arren.

Ezagutzen den izarrik handienetakoa [[Eta Carinae]] da, 100–150 eguzki-masakoa. Bizitza oso laburra du, milioika urte batzukoa soilik.

=== Errotazioa ===

Izar guztiek egiten dute bere buruaren inguruan bira. [[Abiadura angeluar|Errotazio abiadura]], zahartzen doan eran, txikitu egiten da, eta izarraren izaera —sinplea, [[izar bitar|bitarra]] edo [[izar anizkoitz|anizkoitza]]— baldintzatzen du.

Izarra objektu solidoa ez denez [[diferentzial-errotazio]]a du, errotazio abiadura ezberdina baitute [[latitude]] ezberdinetan dauden bi puntuek. Izar gazteen errotazio abiadura, ekuatorean, 100 km/s izan liteke. 300 km/s hartzen da izarra desegingo lukeen abiadura kritikotzat. Eguzkiak 25-35 bira egiten ditu egunero; haren ekuatore abiadura 1,994 km/s da. [[Achemar]] izarrak, ordea, 225 km/s abiadura du ekuatorean.

Masa konpaktuko objektu izateraino eraldatzen diren izarrak, errotazio abiadura handitzen dute erradioa txikitzean, nahiz eta abiadura hau ez izan [[momentu angeluar]]raren kontserbazio legeak aurreikusi bezain handia. Izarraren momentu angeluar galera izarrarteko haizeak galarazitako masaren ondorio da hein handi batean. [[Pulsar]] baten errotazioa oso garaia izan liteke hala ere, erradiazio igorpena eta abiadura txikitzen joango da pixkanaka. [[Karramarroaren nebulosa]]ren bihotzeko pulsarrak, adibidez, segundoko 30 bider errotatzen du.

=== Kolorea eta tenperatura ===

Begi hutsez begiratu ezkero zuriak dirudite izar gehientsuenek, baina [[urdin]]ak, [[zuri]]ak, [[gorri]]ak, [[laranja]] eta [[hori]]ak dira. [[Kolore]]a izarraren tenperaturarekin dago erlazionaturik.

Koloreak izarren espektro-mota ematen digu, izarra sailkatzeko baliagarria izango dena.

=== Tenperatura ===
{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 1em;"
|+ ''Izar mota ezberdinen <br /> gainazal tenperatura mailak'' 
! Mota
! Tenperatura
! Adibide izarra
|-
| O
| 33,000&nbsp;K&nbsp;edo&nbsp;gehiago
| [[Zeta Ophiuchi]]
|-
| B
| 10,500–30,000&nbsp;K
| [[Rigel]]
|-
| A
| 7,500–10,000&nbsp;K
| [[Altair]]
|-
| F
| 6,000–7,200&nbsp;K
| [[Procyon|Procyon&nbsp;A]]
|-
| G
| 5,500–6,000&nbsp;K
| [[Eguzkia]]
|-
| K
| 4,000–5,250&nbsp;K
| [[ε Indi]]
|-
| M
| 2,600–3,850&nbsp;K
| [[Proxima Centauri]]
|}

Sekuentzia nagusiko izarren gainazalaren tenperatura erdigunean sortzen den energia eta erradioaren araberakoa da. Eguzkiak milaka gradu batzuk ditu. Izar handiek ordea 50,000 ºK ere izan ditzakete. Erraldoi handiek tenperatura baxuak dituzte, 3.600 ºK inguru, baina argitasuna handia izaten da azalera handia baitute.

Gainazaleko tenperatura izarra sailkatzeko erabiltzen da, bere magnitude eta espektro absortzio marrekin batera.

=== Argitasuna ===
Astronomian argitasuna izarrak denbora unitateko igortzen duen argi kopurua da. Erradioak eta izarraren gainazalak baldintzatzen dute izar baten argitasuna.

Ohikoa baino argitasun eta tenperatura baxuagoa duten izarreko guneei [[izar-lohiunea]]k deitzen zaie.

[[izar nano|Nano]] txikiek —adibidez, Eguzkiak— lohiune gutxi batzuk dituen gainazal lauak izaten dituzte. Handiagoak diren [[izar erraldoi|erraldoiek]] lohiune handiago eta nabarmenagoak dituzte.

=== Distira ===
{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''Magnitude jakin bat baino distiratsuagoak den izar kopurua''
!Itxurazko<br />magnitudea
!Izar&nbsp;<br />&nbsp;kopurua
|-
|style="text-align: center;"|0
|style="text-align: center;"|4
|-
|style="text-align: center;"|1
|style="text-align: center;"|15
|-
|style="text-align: center;"|2
|style="text-align: center;"|48
|-
|style="text-align: center;"|3
|style="text-align: center;"|171
|-
|style="text-align: center;"|4
|style="text-align: center;"|513
|-
|style="text-align: center;"|5
|style="text-align: center;"|1,602
|-
|style="text-align: center;"|6
|style="text-align: center;"|4,800
|-
|style="text-align: center;"|7
|style="text-align: center;"|14,000
|}

Izarren distira ''magnitudea'' izeneko balio batekin adierazten da. Balio hori zenbat eta txikiagoa izan, orduan eta distiratsuagoa da izarra.

Magnitudea neurtzeko bi balio erabiltzen dira:
* itxurazko magnitudea: izarraren behatze distira, izarrerainoko distantzia kontuan izan gabe;
* berezko magnitudea: izarraren behatze distira, izarrerainoko distantzia 10 [[parsec]] (32,6 argi-urte) denean.

Bi magnitudeak [[Logaritmo|unitate logaritmikoak]] dira: Magnitude aldea unitate batekoa den bi izarren arteko argitasun aldea 2,5 da. Beraz, +1,00 magnitude duen izarra +2,00 magnitudea duen izarra baino 2,5 bider distiratsuagoa da eta +6,00 magnitudea duen izarra baino 100 bider distiratsuagoa.

Bi magnitude hauek desberdinak dira izar berean. Adibidez Eguzkiaren itxurazko magnitudea -26,7 da eta berezko magnitudea +4,83. Lurretik ikusita, [[Sirius]] da zeruko izarrik distiratsuena, baina itxurazko magnitudea -1,44 du eta berezkoa berriz +1,41. Itxurazko magnitudeak lurretik ikusita izarrik distiratsuenak zein diren esaten digu, eta berezko magnitudeak berriz benetan izarrik distiratsuena zein den.

Begi hutsez ikuskorra den distira gutxieneko izarra +6,00 magnitude ingurukoa da.

2006ean ezagutzen den izarrik distiratsuena [[LBV 1806-20]] da, eta -14,2 du berezko magnitudea. Izar hau eguzkia baino 38.000.000 bider argitsuagoa da. Distira gutxien duten izarrak ''NGC 6397'' multzoan daude, eta berezko magnitudea +28 duen [[nano zuri]] bat topatu da han.

=== Eremu magnetikoa ===
Izar gehienek izar-haizearen araberako eremu magnetiko oso biziak dituzte, baita eguzkiak ere. Izar-haizea izarrek igorritako erradiazio eta partikulei deitzen zaie; eguzkiarenari eguzki-haizea deritzo.

Eguzkiaren eremu magnetikoaren intentsitate aldaketak jakiteko, eguzki-haizearen gorabeherei behatzen zaie, hau da, gainazaleko lohiuneen kopuru eta tamainei.

== Sailkapena ==
{{Star nav}}{{Sakontzeko|Izarren sailkapena}}
[[Espektro elektromagnetiko|Espektro]] motaren araberako sailkapena letra batez adierazten da; '''O''' motatik, oso beroa, '''M''' motaraino, oso hotza, doana. Sailkatzeko erabiltzen diren hizkiak, berotik hotzera, honako hauek dira: '''O''', '''B''', '''A''', '''F''', '''G''', '''K''' eta '''M'''. Espektro mota bereziek letra bereziak dituzte. Ohikoenak '''L''' eta '''T''' dira, masa txikiko hotzenak eta nano marroiak sailkatzen dituztenak.

Letra bakoitzak 10 azpi-maila ditu, zenbakiz adieraziak, '''0''' eta '''9''' bitartean beroenetik hotzenera. Mugarik beroenean sailkapenak ez du balio, '''O0''' eta '''O1''' motako izarrak ez baitira existitzen.

Batzuetan sailkapen honi izarraren argitasuna adierazten duen zenbaki bat gehitzen zaio. '''0''' [[hipererraldoi]]entzako, '''III''' [[erraldoi (argipena)|erraldoientzako]], '''V''' sekuentzia nagusiko [[Izar nano|nanoentzako]] eta '''VII''' [[nano zuri]]entzako. Izar gehienak sekuentzia nagusian daude kokatuak. Eguzkia sekuentzia nagusian dagoen [[nano hori]] bat da, '''G2V''' multzoari dagokiona.

Espektro kasu berezia duten izarrak adierazteko hizki txikiak erabiltzen dira. Adibidez '''e''' hizkiak [[igortze-marra]]k daudela esan nahi du; '''m''' hizkiak ezohikoa den metal kopuru handiak adierazten ditu; '''var''' hizkiek espektro motaren aldaerak adierazten ditu.

[[Nano zuri]]ek '''D''' hizkiak hasten den multzo propioa dute, ondorengo azpimultzoetan banatua dagoena: '''DA''', '''DB''', '''DC''', '''DO''', '''DZ''' eta '''DQ'''. Azken hauek espektroko marra esanguratsuenen arabera. Jarraian tenperatura adierazten duen balore bat gehitzen zaio.

== Izarraren zatiak ==
[[Fitxategi:Sun parts big.jpg|thumb|eskuinera|Eguzki motako izar baten ebaketa. ''NASAko irudia'']]

Izar tipiko baten zati nagusiak nukleoa, barnealdea eta atmosfera dira. Nukleoan gertatzen dira izarraren energia iturburu diren [[erreakzio nuklear]]rak. Barnealdeak gainazalera garraiatzen du nukleoan sortutako energia. Garraio hori bi era ezberdinetan egiten da, horren arabera bi eremu bereiziz: [[barnealde erradioaktibo]]a eta [[barnealde konbektibo]]a. Atmosfera da izarraren kanpoaldean dagoen eremua; hiru zati ditu barnealdetik kanpora: [[fotosfera]], [[kromosfera]], eta [[eguzki koroa|koroa]]. Atmosfera da izarreko zatirik hotzena eta bertan gertatzen dira materia igortzen duten fenomenoak. Nahiz eta atmosfera izan izarreko zatirik hotzena, koroan tenperatura asko igotzen da, milioi graduraino gutxienez. Koroak dentsitate baxua du eta tenperatura altua izarraren eremu magnetikoan abiadura handiz mugitzen diren partikula ionizatuek ematen diote.

Bere bizitzan izarren eremuek tamainaz aldatzen dira, baita kokapenez ere. Batzuetan barnealde konbektiboa barnealde erradioaktiboa baino lehen egongo da, eta besteetan alderantziz. Nukleoak ere alda ditzake bere ezaugarriak eta tamaina.

== Oharrak ==
{{notelist-ur}}

== Erreferentziak ==
{{erreferentzia zerrenda|3}}

== Ikus, gainera ==
=== Orokorrak ===
* [[Argizagi]]
* [[Izarren zerrendak]]
* [[Izar zirkunpolar]]
* [[Izar-paralaxia]]

=== Ezohiko izarrak ===
* [[Zulo beltz]]
* [[Hipernoba]]
* [[Neutroi-izar]]
* [[Izar iheskor]]
* [[Hiperabiadura izar]]
* [[Izar aldakor]]rak

== Kanpo estekak ==
* {{en}} [http://jumk.de/astronomie/astronomy.shtml Astronomy: ''The Stars''], argizagi batzuei buruzko datuak.
{{autoritate kontrola}}

[[Kategoria:Izarrak]]
[[Kategoria:Izarren astrofisika]]
[[Kategoria:Artikulu onak]]
[[Kategoria:Argi iturriak]]
[[Kategoria:Astronomiako kontzeptuak]]