Izarrak gasez osaturiko astro esferikoak dira. Izarren tenperaturak hain dira handiak, ezen gasa plasma-egoeran aurkitzen baita. Izarren adibide nabarmenena guregandik UA batera dagoen eta gure planetan bizia posible egiten duen Eguzkia da. Oskarbi badago, gauez 6.000 izar inguru antzeman daitezke begi-bistaz. Gure galaxia den Esne Bidean, ordea, izar-kopurua 100.000 milioi inguru dela kalkulatzen da. Izarrak askotan bikoteka aurkitzen ditugu, eta oro har ez dira isolatuta agertzen, izar-sorta ireki eta/edo itxietan baizik. Izar-sorta irekiak ehunka izar gazte dituzten multzoak dira, eta galaxietako beso espiraletan kokatzen dira. Izar-sorta itxiek, aldiz, ehunka mila izar zaharrez osaturiko multzo esferikoek, galaxiaren halo deritzon egitura sortzen dute. Izarrak, oro har, Eguzkian aurkitu ditzakegun elementu kimiko berberez konposaturik daude, batez ere hidrogenoz eta helioz, baina, izar-motaren edo bizialdiaren fasearen arabera, egoera fisiko eta kantitate ezberdinetan aurkitzen dira.

Artikuluaren lehen partean, izar-motak ezaugarrien arabera deskribatzen dira. Izarren sailkapena Hertzsprung-Russell diagrama deritzon sintesiaren bitartez egiten da. Bigarren partean, izarren egiturari eta bilakaerari buruz astrofisikak garatutako teoriak diagrama horretan agertzen diren izar-moten ezaugarriak modu ulergarrian nola jarri dituen azaltzen da. Aipatzea merezi du, Eguzkiaren kasuan izan ezik, izarrei buruz dakigun guztia argi-puntu baten ezaugarriak aztertuz eskuratu ahal izan dela.

Izarren ezaugarriak eta sailkapena

Ezaugarri orokorrak

Izar guztiak ez dira berdinak. Izar batzuek distira handiagoa agertzen dute, argitasun intrintsekoaren eta distantziaren arabera. Kolore ezberdinak ere agertzen dituzte, gainazal-tenperaturaren arabera. Gauez zerura begiratuz izar guztiak plano berean baleude bezala ikusten ditugun arren, guregandik distantzia ezberdinetara daude, eta mugimendu ezberdinak agertzen dituzte.

Astrofisikaren ikuspuntutik, izarren oinarrizko ezaugarriak hauek dira: masa, erradioa, gainazal-tenperatura, argitasun intrintsekoa eta adina. Ezaugarri horiek gehienetan ez dira zuzenki neurgarriak, eta beste ezaugarri neurgarri batzuk astrofisikaren modelo teorikoekin konbinatuta lortu ohi dira; adibidez, segundo oro izarrak igorritako energia, itxurazko distira (B) eta izarrerainoko distantziaren (d) bidez lor daiteke izarren argitasun intrintsekoa (L), L = 4πd2B. Izarren masa izar-sistema bitarretan mugimendu orbitalak aztertuz neur daiteke. Argitasunarekin eta erradioarekin zuzenki lotua dagoen ezaugarria izarraren gainazal-tenperatura da. Kolore eta tenperaturaren arteko menpekotasuna Wienen legeak ematen du, eta hau espero dugu: izar urdin beroenetan, T = 10.000-50.000 K; izar horixketan, ez bero ez hotz direnetan, T ~ 6.000 K; izar gorri hotzetan, berriz, T ~ 3.000 K.

Sailkapen espektrala eta argitasun-klaseak

Izarrak mota espektralaren arabera sailkatzen dira, beren atmosferatik datorkigun argiaz osaturiko espektroetan agertzen diren xurgapen-marrak aztertuz. Marra horiek, tenperaturaren funtzio izanik, izarraren atmosferan aurkitu daitezkeen ioien presentziari eta kantitateari buruzko informazioa ematen dute. Harvard Classification System deritzon sistema jarraituz, O, B, A, F, G, K, M letrez izendaturiko mota nagusiak definitzen dira. O motak izar beroenak barne hartzen ditu, M motak, berriz, hotzenak. O motako izarrak urdinak dira, A motakoak, zuriak, G motakoak, horiak, M motakoak, gorriak eta abar. Sailkapen hori Morgan-Keenan (MK) sistemarekin osatzen da gaur egun. Alde batetik, mota espektralaren (tenperaturaren) informazioa ematen duen letrari zenbaki bat gehitu ohi zaio, eta mota nagusi bakoitza 10 azpimotatan banatzen da, 0tik 9ra. Bestalde, dimentsio bakarreko sistema horri beste bat gehitzen zaio, zeinak xurgapen-marra zehatz batzuen zabalerari buruzko informazioa ematen duen. Aldagai hori izarraren argitasunaren neurri bat da. Izar baten argitasunak, erradioak eta tenperaturak erlazio jakin bat betetzen dutenez, L = 4πR2T4 hain zuzen ere, argitasun-klase deritzon ezaugarri berri horrek izarraren tamainari buruzko informazioa ematen du. Argitasun-klasea zenbaki erromatar batez adierazten da: horrela, I (supererraldoiak), II (erraldoi distiratsuak), III (erraldoiak), IV (azpierraldoiak) eta V (nanoak) klaseak ditugu. Eguzkia G2V motako izarra da, hori-laranja koloreko izar nanoa beraz. Behatzeko tresnen azken urteetako hobekuntzei esker, gero eta argi ahulagoa egozten duten astroak aurkitu dira, eta bi mota berri gehitu zaizkio aurreko sailkapenari: L motako izarrak (T = 1.300-2.500 K) eta T motako nanoak. Azken talde horretan, nano marroiak sartuko lirateke, nahiz eta teknikoki izarrak izatera ailegatu ez diren astroak izan. Hurrengo taulak mota espektral ezberdineko izarren berezitasun aipagarrienak laburtzen ditu.

Izarren mota espektralak eta horien ezaugarriak

Hertzsprung-Russell diagrama

1910eko hamarkadaren hasieran, Ejnar Hertzsprung danimarkarrak eta Henry Norris Russell estatubatuarrak independenteki lortu zuten emaitza hau da: diagrama batean, ardatz bertikalean izarren magnitude absolutua (edo argitasun intrintsekoa) eta ardatz horizontalean izarren tenperatura (edo mota espektrala) irudikatzen badira, oro har, izarrak argitasun-tarte handian (L = 10-4-106 LE), tamaina-tarte handian (R = 10-2-10-3 RE), tenperatura-tarte apalagoan (T = 3.000-50.000 K) eta masa-tarte handian (M = 0,1-50 ME) aurkitzen ditugu. Are garrantzitsuagoa, horrela lortutako diagraman izarren kokapenak ez dira ausaz sakabanatzen, hurrengo irudian agertzen diren talde zehatz batzuetan baizik.

Hertzsprung-Russell (HR) diagrama

Izar gehienak (gure inguruko % 85) sekuentzia nagusi deritzon irudizko lerro zuzen batean agertzen dira, L = 106-10-2 LE eta T = 50.000-3.000 K argitasun- eta tenperatura-tarteetan. Izar nano deritze horiei, eta Eguzkia talde horretan dago. Sekuentzia nagusiaren barne, ezkerretik eskuinera, Eguzkia baino argitsuago diren O-B motako izarrak, Eguzkiaren pareko G motako izar horiak eta M motako nano gorriak, izar hotz eta gorriak aurkitzen ditugu. Azken horiek Eguzkiak baino milaka bider argitasun ahulagoa dute, eta ziur aski unibertsoko izar-mota ugariena da. Sekuentzia jarraitua da, eta argitasunak behera egiten du izarraren gainazal-tenperaturarekin batera. Masa eta erradioak ere behera egiten dute, baina hein txikiago batean (R = 10-0,1 RE tartean). Sekuentzia nagusiko izar ezagunak Altair, Alpha Centauri A eta B eta Procryon A ditugu, besteak beste. Sirius A eta Vega ere izar nanoak dira, Eguzkia baino beroagoak eta, beraz, argitasun handiagokoak.

Izar erraldoiak eta supererraldoiak, sekuentzia nagusiko tenperatura bera duten izarrekin konparatuta, argitasun handiagoko izarrak dira. Argitasun-erradio-tenperatura erlazioaren arabera, izar horiek tamaina handiagoa behar dute izan. Bi azpitalde bereizi ohi dira: batetik, izar erraldoiak hori-laranja-gorri koloreei dagozkien mota espektraletan kokatutako izar handiak dira, baina hotz samarrak. Diagraman, argitasun-tarte zabal batean kokatuak (L = 103-105 LE) daude, eta tamainak R = 10-100 RE tartekoak dira. Adibide ezagunak Capella A, Arcturus eta Aldebaran A ditugu. Bestetik, izar supererraldoiak ezagutzen diren izar handienak dira (R > 103 RE). Diagramaren goialdean, tenperatura-tarte nahiko zabalean, baina argitasun-tarte nahiko murriztuan (L = 105-106 LE) aurkitu ditzakegu. Adibide ezagunenak Antares A (R = 300 RE) eta Betelgeuse (R = 300-600 RE) dira.

Nano zurien kopurua nahiko txikia da. Sekuentzia nagusiko tenperatura bera duten izarrek baino argitasun ahulagoa dute, beraz, tamaina txikiagoa behar dute izan. Argitasun-erradio-tenperatura erlazioa erabiliz, R ~ 0, 01 RE = RLurra inguruko tamainak espero ditzakegu. Adibide nabarmenena Sirius B dugu.

Sekuentzia nagusiaren barnean, izarren batez besteko dentsitateak gora egiten du ezkerretik eskuinera. Horrela, Eguzkiaren (G2V) dentsitatea 1,6 g/cm3 da, O5V motako izar batena, 0,005 g/cm3, eta M0V motako izar batena, 5 g/cm3. Izar erraldoiak dentsitate baxuko izarrak dira (10-7 g/cm3); superraldoiak, aldiz, oso-oso dentsitate baxukoak (10-9 g/cm3). Nano zuriak dentsitate handiko (105 g/cm3) astroak dira. Erreferentzia gisa, uraren eta airearen dentsitateak, itsas mailan, 1 g/cm3 eta 0,001 g/cm3 dira, hurrenez hurren.

Izarren egitura

HR diagramak erakusten du sekuentzia nagusiko izarrek argitasun-tenperatura korrelazio bortitza dutela. Horrez gain, sekuentzia nagusiko izarrek masa-argitasun erlazio zuzena betetzen dute, hots, L ~ M4; beraz, masa handiagoko izarrek argitsuagoak izan behar dute. Argitasun-masa erlazio horrek sekuentzia nagusiko izar guztiek egitura berdintsua dutela adierazten du. Sekuentzia nagusitik at dauden beste izar guztiak tamainan dira ezberdinak. Izar erraldoiek eta supererraldoiek tamaina handiak dituzte, baina sekuentzia nagusiko izarren antzeko masa. Nano zuriak dentsitate handiko eta tamaina txikiko (R ~ RLurra) objektu konpaktuak dira, baina Eguzkiaren masaren % 60 dute. Izar erraldoiek, supererraldoiek eta nano zuriek ez dute argitasun-masa erlazioa betetzen; beraz, sekuentzia nagusiko masa bereko izarrekin konparatuta, egitura ezberdina behar dute izan.

Egituraren legeak

Izarrek, gasezko esfera ia perfektuak izanik, ez dute muga zehatzik, eta erradioa zentrotik atmosferaren azkenengo geruzaraino neurtu ohi da. Oro har, bi zati nagusitan banatzen da izar baten egitura: barnealdea eta kanpo-atmosfera. Izarren barne-egitura bi lege fisikok eta beste hainbat oreka-baldintzak determinatzen dute.

Gas idealen legeak tenperatura eta presioaren arteko elkarrekintza adierazten du; gasa konprimituz, presioa eta tenperatura handiagotu egiten dira; gasa zabaltzean, berriz, presioa eta tenperatura gutxitu egiten dira. Grabitatearen legeak adierazten du izarra uzkurtzean edo zabaltzean lotura-energia nola aldatzen den. Izarra uzkurtzean (R txikiagoa), grabitazionalki lotuagoa dago, eta energia handiagoa behar da egitura desegiteko; izarra zabaltzean (R handiagoa), berriz, lotura-energia txikiagotu egiten da.

Izarrak oreka mekanikoan (oreka hidrostatikoan) daudenean, barrurantz zuzenduriko indar grabitatorioa kanporantz zuzenduriko eta fusio-erreakzioek sortutako erradiazio-presioarekin orekatzen da. Izarraren kanpo-geruzek barneragokoetan indarra egiten dutenez, izar batean barrurantz joan ahala, presioa eta tenperatura areagotu egiten dira. Hori dela eta, izarrek gune-bilgarri egitura dute, gune bero eta konpaktu batez eta dentsitate txikiagoko bilgarri hotzago batez osatua. Eguzkiaren kasuan, Rgunea = 0,25 RE, T = 15 milioi K eta dentsitatea 150 g/cm3 ditugu; bilgarriarenean, berriz, R = RE = 700.000 km, T = 6.000 K eta dentsitatea = 10-7 g/cm3.

Fusio-erreakzioen bidez garatutako energia termostato hidrostatiko deritzon mekanismoak kontrolatzen du. Horrek egituraren oreka termikoa determinatzen du. Erreakzioak oso azkar gertatzen badira, tenperaturak eta presioak gora egiten dute. Ondorioz, gunea zabaldu, hoztu, eta erreakzioen erritmoa txikiagotu egiten da. Aldiz, erreakzioak erritmo baxuan gertatzen badira, tenperaturak eta presioak behera egiten dute, eta uzkurtze grabitatorioa eragiten dute. Horrek barne-presioa eta tenperatura igotzen ditu, eta fusio-erritmoa handitu.

Energiaren garapena eta garraioa

Izarren energia-iturria gunean gertatzen diren fusio-erreakzioak dira. Fusio-erreakzio horietan, oro har, lau hidrogeno-nukleo (protoi) helio-nukleo bat bilakatzen dira. Masa-soberakina (100 kg-tik 7) energia bihurtzen da. Bi dira sekuentzia nagusiko izarren guneetan gertatzen diren fusio-erreakzio mota nagusiak:

Protoi-protoi (p-p) kate deritzon prozesua hiru pauso laburtu hauetan gertatzen da:

Bi protoien fusioak deuterioa + positroi bat + neutrino bat sortzen ditu.

Deuterioa eta protoi baten fusioak helio isotopoa + gamma izpi bat sortzen ditu.

Bi helio-isotoporen fusioak helio-nukleo bat eta bi hidrogeno-nukleo osatzen ditu.

Oro har, sei hidrogeno-nukleo fusionatzen dira, eta helio-nukleo bat, bi hidrogeno-nukleo, bi positroi, bi neutrino eta bi gamma izpi sortzen dira. Hasierako protoien masa bukaerako produktuena baino handiagoa izanik, masa-diferentzia hori erradiazio gisa igortzen da. Eguzkian segundo oro 600 milioi tona hidrogeno erretzen dira, eta 4 × 1033 erg/seg-ko argitasuna eragiten du horrek .

CNO zikloak ere hidrogenoa helio bihurtzen du, baina sei pausotako prozesu baten bidez, non karbonoa ez den erretzen katalizatzaile gisa erabiltzen baizik:

Karbono-nukleo batetik hasita eta (1), (3), (4) eta (6) pausoetan lau protoi erantsita, helio-nukleo bat eta berriro karbonoa lortzen dira. Eratutako karbonoak zikloa berriro burutzen du. Karbonoak eta nitrogenoak sei eta zazpi protoi dituztenez, beren arteko aldarapen-indarrak gainditzeko, p-p katean baino tenperatura handiagoak behar dira. Bi mekanismoen tenperaturarekiko menpekotasuna ezberdina da, T4 protoi-protoi katean eta T18 CNO zikloan. Hori dela eta, goi-sekuentzia nagusiko izarretan (M > 1,1 ME) guneko tenperatura Tgunea > 18 milioi K izanik, fusioa CNO zikloaren bitartez gertatzen da nagusiki. Izar horien egitura gune konbektibo batek eta bilgarri erradiatibo batek osatzen dute. Behe-sekuentzia nagusiko izarretan, berriz, (M < 1,1 ME), Tgunea < 18 milioi K izanik, protoi-protoi katearen bitartez garatzen da energia neurri handiagoan. Izar horien egitura, Eguzkia kasu (energiaren % 2 besterik ez du lortzen CNO ziklotik), gune erradiatibo batek eta bilgarri konbektibo batek osatzen dute. Nano gorrietan (0,08 ME < M < 0,25 ME), energia-garapena guztiz gertatzen da protoi-protoi katea jarraituz, eta egitura guztiz konbektiboa dute.

Gunean garatutako energiak izarraren kanpo-geruzak zeharkatzen ditu, eta gainazalera garraiatzen da. Sekuentzia nagusiko izarretan, prozesu hori erradiazioz (igorritako fotoien xurgapen- eta igorpen-prozesu errepikatuen bidez) eta konbekzioz (gasaren higidura makroskopikoen bidez) gertatzen da aldi berean. Kondukzioa ez da eraginkorra, dentsitate baxua dela medio. Nano zurietan, ordea, dentsitate altua dela eta (~ 105 g/cm3), berau da energia-garraio mekanismo eraginkorrena, eta gunetik gainazalerainoko tenperatura-banaketa uniformea eragiten du.

Izarren bizitza

Jaiotza

Izarrarteko gunean dauden hodei molekular erraldoi deritzen gas- eta hauts-pilaketak dira izarren jaioleku. Hodei horiek 10-50 parsec inguruko tamaina, 105 eguzki-masa, 10-30 K-eko tenperatura eta 105-6 molekula/cm3-ko dentsitatea dute. Gehienbat hidrogenoz osatuak daude, eta han eta hemen hidrogeno molekularra (H2) ere badago. Hodeietako materia ez da era uniformean banatuta egoten, gune batzuetan pilaketa handiagoa izaten da. Izarren eratze-prozesua hodeiaren zatiketaren eta zati bakoitzaren kolapso grabitatorioaren ondorioz gertatzen da. Lehenengo, kolapsatzen ari den materiak oreka hidrostatikoa lortzen du bere barnean presio eta tenperatura handiagotzearen ondorioz fusio-erreakzioak pizten direnean. Bigarrenez, oreka termikoa lortzen da, eta izarra sekuentzia nagusian sartzen da. Oreka hidrostatikoa heltzerainoko uzkurtze grabitatorioko fasean eratzen den objektuari protoizar deritzo. Fase horretan, disko protoplanetarioak eratzen dira. Protoizar-fasearen bukaeran, barne-tenperatura 10 milioi K ingurura heltzen denean, fusio-erreakzioekin batera, izarra piztu (jaio) egiten da, eta sekuentzia nagusian sartzen da.

Jaiotze-prozesuan, izarraren oreka mantentzeko baldintza mekanikoak eta termodinamikoak finkatzen dira. Izarrek izan ditzaketen behe- eta goi-masen mugak determinatzen dituzte baldintza horiek. Jatorrizko hodeiaren zatiketaren ondorioz eratzen den zatikiaren masa M < 0,08 ME bada, bere gunean ez dira fusio-erreakzioak pizteko tenperatura- eta presio-baldintzak betetzen eta, ondorioz, eratutako objektua azpiizar bat izaten da. Azpiizarren sailekoak dira, adibidez, nano marroiak. Izarren eraketarako goi-masaren muga zatikiak eratuko duen gunearen oreka-baldintzak determinatzen du. Zatikiaren masa M > 100-150 ME baldin bada, barne-tenperatura hain handietara heltzen dira, ezen erradiazio-presioak guztiz menperatzen baitu grabitate-indarra eta izar-proiektua suntsitu egiten baita.

Sekuentzia nagusia

Sekuentzia nagusian, eratu berri den izarrak gunean gertatzen diren fusio-erreakzioen bidez lortzen du energia, eta oreka hidrostatiko eta termikoan egoten da. Izarrak sekuentzia nagusian irauten duen denbora bere masaren eta argitasunaren funtzio da. Argitasun-masa erlazioa (L ~ M4) erabiliz, sekuentzia nagusiko bizialdiak tsn ~ 1/M3 menpekotasuna duela ondorioztatzen da. Masa handiko izarrak denbora gutxiago bizi dira masa baxuagoko izarrak baino. Hala, Eguzkia (M = 1 ME), tsn = 10.000 milioi urte biziko da; masa handiko izar bat (M = 10 ME), tsn = 10 milioi urte; azkenik, masa txikiko izar tipikoa (M = 0,1 ME), tsn = 1012 urte. Ondorioz, orain behatzen ditugun O eta B motako izarrek gazte samarrak behar dute izan, hainbat milioi urteko bizialdia “besterik” ez baitute, eta nahiko azkar bilakatzen baitira. Kontrako kasuan, M motako izarren adina ezagutzea oso zaila da, oso luze bizi eta oso astiro bilakatzen baitira. Kalkuluen arabera, Eguzkiaren adina 5.000 milioi urte da, eta beste hainbesteko bizialdia geratzen zaio.

Izarren bilakaera

Izarrari bizia eta egonkortasuna eman dion guneko hidrogenoa agortzen denean, izarrek sekuentzia nagusia uzten dute, eta HR diagraman deskribatutako beste objektu-mota bat bilakatzen dira. Bilakaera horretan zehar jasaten dituzten argitasun-, erradio- eta tenperatura-aldaketak barnean gertatzen diren egitura-aldaketen ondorio dira. Aldaketa horiek sekuentzia nagusiko izarraren masaren araberakoak dira. Bi talde nagusitan banatu ohi dira hortik aurreragoko urratsak.

Masa txikiko izarren bilakaera

M < 4 ME masako izarretan, sekuentzia nagusiaren bukaeran, helioz osaturiko gune batez eta hori inguratzen duen hidrogenoa erretzen den geruza batez osaturiko egitura garatzen da. Heliogunea uzkurtzean, berotu egiten da, eta, hala, inguruko hidrogenoaren fusio-erritmoa azkartu eta barne-presioa handitu egiten da. Ondorioz, izarraren kanpo-geruzak zabaldu egiten dira, eta izarrak argitsuagoa eta gorriagoa den erraldoi gorri bilakatzeko bidea hartzen du.

Eguzkiaren antzeko izar baten eta erraldoi gorri baten egitura (iturria: ESO Press photo)

Fase horrek 1.000 milioi urte iraun ditzake, eta, nahiz eta guneko helioa berotu egiten den, ez da fusiorik gertatzen. Ondorengo fase batean, Tgunea = 100 milioi K-etara ailegatzean, helioaren fusioa piztu eta alfa-hirukoitz deritzon erreakzioak jarraituz, helioaren flash izendaturiko erretze azkarra gertatzen da. Kanpotik begiratuta, izarra beroagoa eta urdinagoa bilakatzen da, HR diagraman ezkerrerantz mugituz, adar horizontal deritzon bidea jarraituz, konprimitu eta ahuldu egiten baita. Prozesu horrek 100 milioi urte inguru irauten du, eta gunean karbonoa eta oxigenoa eratzen ditu. Ondorengo C-O gunearen uzkurdurak eta tenperatura-handitzeak berriro ere izarraren tamaina handiagotzea eta hoztea eragiten du. Izarra berriro HR diagramaren goi-eskuinaldera mugitzen da, erraldoien adar asintotiko deritzon bidetik. Elkarren segidako erregaien eratze-, berotze- eta erretze-prozesuek eta horren ondoriozko izarraren handitze-hozte- eta komprimatze-berotze prozesuek muga zehatz bat dute masa txikiko izarretan. Hain zuzen ere, guneko karbonoa erretzeko beharrezko diren 600 milioi K-eko tenperaturara ez da inoiz iristen. Gainera, alfa hirukoitz mekanismoak tenperaturarekiko duen menpekotasun handia dela eta (T40), egituraren desoreka eragiten duten pultsu termikoak gertatzen dira. Izarraren kanpo-geruzen jaurtiketa eragiten dute pultsuek, eta nebulosa planetario deritzon egitura sorrarazten dute. Egitura horren erdian, jatorrizko izarraren C-O gunea geratzen da. Gune horrek uzkurtzen eta pixkanaka berotzen jarraitzen du. Dentsitatea hainbeste igotzen zaio, ezen momentu batetik aurrera gas idealen legeak huts egiten baitu (presioa eta tenperatura independente bihurtzen dira) eta elektroien gas endekatu bihurtzen baita. Endekapen-presio horrek grabitatearen barruranzko indarra berdintzean, uzkurdura geratu egiten da, eta karbono-oxigenozko objektu bat eratzen da, R = 0,01 RE (~ RLurra) tamaina tipikoa duena: nano zuria.

Masa handiko izarren bilakaera

Bi azpitalde bereizi ohi dira:

Batetik, 4 ME < M < 8 ME masako izarrak, sekuentzia nagusiko O edo B motakoak kasu, 10 milioi urte inguru ematen dute sekuentzia nagusian, CNO zikloari jarraituz, hidrogenoa helio bihurtuz. Ondorengo egitura-aldaketek aurreko taldekoen antzeko oinarri fisikoa dute. Hidrogenoa amaitzean, izarra supererraldoi gorri bilakatzen da, eta HR diagraman horizontalki eskuinerantz mugitzen da. Gunea 170 milioi K-era heltzean, helioaren “flasha” gertatzen da, eta gunean karbonoa eta oxigenoa eratzen dira. Fase horretan, izarra supererraldoi urdin bilakatzen da, eta HR diagraman ezkerrerantz mugitzen da. Helioa agortzean, C-O gunea uzkurtu eta berotu egiten da, eta izarra berriro supererraldoi gorri bilakatzen da. Uzkurduraren ondorioz, gunea 600 milioi K-era heltzen denean, karbonoa ere erretzen hasten da. Erreakzio horiek produktu gisa oxigenoa (O), neona (Ne) eta magnesioa (Mg) dute. Karbonoaren fusioa ez da oso prozesu eragingarria, eta 1.000 urte inguru bakarrik irauten du. Hortik aurrera, lehen aipatutako desoreka termikoak eragindako pultsazioek izarraren kanpo-geruzak jaurtitzen dituzte, eta izarraren gunea osatzen zuen O-Ne-Mg motako nano zuri bat eratzen da.

Bestetik, M > 8 ME masako izarretan, fusio-prozesuak elementu pisutsuagoetara zabaltzen dira. Karbonoaren fusioa hasten denean, hain azkar gertatzen da, ezen kanpoaldeko geruzak ezin baitiete barnealdean gertatzen diren egitura-aldaketa azkarrei jarraitu, eta, beraz, kanpotik begiratuta, ez da aldaketa handirik nabaritzen. O-Ne-Mg gunearen tenperatura eta dentsitatea 1.500 milioi K eta 107 gr/cm3-ra ailegatzean, neona erretzen hasten da; horrenbestez, oxigenoa eta magnesioa eratzen dira bereziki. Neona urte gutxiren buruan amaitzen da. Ondoren, urte bakarreko epean, oxigenoa (T = 2.100 milioi K-etan) erretzen da, eta silizioa (Si), sufrea (S) eta fosforoa (P) eratzen dira. Momentu horretan, izarrak 108 g/cm3-ko dentsitatea duen siliziozko gunea du. Prozesu horren bukaeran, silizioa erretzen da egun bakar batean, T = 3.500 milioi K-etara heltzean, eta gunean helio-protoi-neutroi nahastura bat eratzen da. Nahastura hori fase ezberdinetan eratu diren beste elementuekin fusionatuz, nikel (Ni) eta burdinaz (Fe) osatutako gune bilakatzen da. Egun hori pasatu eta gero, izarrak tipula-itxurako egitura eratu du. Egitura horren erdian, Lurraren tamainako (R = RL) Ni-Fe materia inertea dugu. Horren gainean, eratu diren elementu kimiko guztiak erretzen ari dira, barrutik kanporantz, pisutsuenetik arinenera, hainbat geruzatan. Kanpoaldeko geruzak, hidrogenoari dagokion erretze-geruzak, 5 UA-ko erradioa izan dezake.

Izarren heriotza, elementu kimikoen jatorria eta bizitzaren zikloaren berritzea

Masa txikiko (M < 4 ME) eta masa handiko izarrak (4 ME < M < 8 ME) C-O eta O-Ne-Mg elementuez osaturiko, Lurraren tamainako eta 105-6 gr/cm3-ko dentsitateko nano zuri bilakatzen dira. Objektu horien masa Chandrasekharren mugaren (M < 1,4 ME) azpian dagoenean bakarrik galaraz dezake elektroien endekapen-presioak kolapso grabitatorioa. Barneko energia-iturririk ez dutenez, nano zuriak gutxika eta denbora oso luzez hozten jarraitzen dute, eta nano beltz deritzon hondakin hotz eta ilun gisa bukatzen dute.

M > 8 ME masa handiko izarretan, burdina baino pisutsuago diren elementu kimikoak eratzea posible egiten duten fusio-erreakzioak energia-hartzaile dira emaile baino. Beraz, fusio-erreakzioen bukaerako muga burdina da. Burdin gunea M = 1,4 ME masara heltzen denean, kolapsatzen hasten da. Kolapsoaren hasieran, guneak Lurraren erradioa du, eta 108 g/cm3-ko dentsitatea. Segundo bat geroago, berriz, 50 km-ko erradioa, eta 1014 g/cm3-ko dentsitatea (nukleo atomikoaren parekoa). Ondoren gertatzen diren gunearen erreboteek eta talka-uhinek supernoba-leherketa batean suntsitzen dute izarra. Izarraren jatorrizko masa 8 ME < M < 18 ME tartean dagoenean, erdian, neutroien endekapen-presioak eusten duen neutroi-izarra eratzen da. Neutroi-izarretako batzuk oso azkar biratzen diren pulsar gisa ikusi ohi dira. M > 18 ME izarretan, neutroien endekapen-presioak ezin du gunearen kolapsoa galarazi, eta zulo beltz deritzon objektua eratzen da. Objektu horietan, materiaren dentsitatea eta horrek eragindako erakarpen grabitatorioa hain dira handiak, ezen espazio-denbora tolestu egiten baita eta argiak ere ezin baitezake ihes egin.

Masa handiko izarren desagertzeak eragiten dituzten supernoba-leherketek elementu kimiko astunez aberasten dute izarrarteko gunea. Zientzialari batzuen ustetan, elementu aberasketa horrek eta/edo leherketaren talka-uhinaren eraginak leherketaren inguruan aurki daitezkeen hodei molekularretan izarren piztea eta jaiotza bultza dezakete. Edozein kasutan, bai izarren guneetan bai supernoba-leherketetan eratzen diren elementu kimikoek ondorengo izar belaunaldiaren (eta inguruko planeten) konposizio kimikoa aberasten dute. Gizakiok odolean daramagun burdina eta meatzeetan dagoen urrea aurreko belaunaldi batetako izarrak eta beren leherketek eratuak izan dira.

Izarrek bere masaren arabera duten bilakaeraren diagrama