Promatramo li izgled današnjih galaktika, on će nam potvrditi gornje teoretsko predviđanje: gledamo li neku galaktiku sa strane, vidjet ćemo centralno zadebljanje. To je mjesto galaktike gdje iščezava njezina pločasta struktura, a ta izbočina ima, u slučaju naše galaktike, debljinu od oko 10 000 svjetlosnih godina. Sunce se nalazi oko 30 000 svjetlosnih godina od centra galaktike i oko njega rotira brzinom od oko 230 km/s (period jednog okreta je dakle 220 milijuna godina). Gledamo li pak galaktiku sprijeda, imat ćemo oblik diska iz kojeg probijaju veliki spiralni krakovi, pa nam izgleda kao da se galaktika savija u klupko.


Tokom ovog prvog perioda, perioda zgušnjavanja i nastajanja galaktika, formirao se samo mali broj zvijezda. One su počele masovno da se formiraju kasnije, nakon što je velika masa plina stvorila opisani diskasti oblik galaktike.


Nakon milijarde godina starosti svemira galaktike koje su prvobitno imale plosnati oblik počele su se dijelom pretvarati u eliptične galaktike. U razdoblju od 2 do 6 milijardi godina nastaju Mliječna staza i mnoge druge galaktike.


Sada prelazimo na rađanje zvijezda. One se ne rađaju same, već zajedno sa tisućama ili milijunima drugih koje zajedno nastaju u velikim zvjezdanim rodilištima. Astronomskim promatranjima mi još nismo ugledali tek rođenu zvijezdu, ali budući da se Sunčev sustav nalazi u vrlo gusto napučenom dijelu Mliječne staze, blizu Velike maglice u zviježđu Oriona (udaljene oko 1500 svjetlosnih godina) gdje se stalno rađaju nove zvijezde (ta maglica može vrlo lako da se vidi i dalekozorom neposredno ispod centralnih zvijezda Oriona), u stanju smo promatrati mnoge zvijezde u različitim fazama nastajanja iz čega dobivamo neposredan uvid u sami rodiljski ciklus zvijezda.


Zvijezde se formiraju u gustim oblacima plina i prašine. Kako je plin u halou (sfernom području koje okružuje galaktiku) prerijedak i pretopao, izgleda da se ti oblaci u halou slabo ili nikako formiraju. Također se ne formiraju ni u jezgri galaktike, jer tamo nema plina i prašine. Oni se dakle moraju formirati u vanjskim područjima galaktike, u spiralnim krakovima. Oblaci su se vjerojatno formirali iz procesa hlađenja. U tim plinovitim oblacima sličnim Orionovoj maglici nastale su zvijezde. Kako su neki dijelovi oblaka gušći od drugih, na sebe su počeli da privlače tvar i zbog gravitacijskog privlačenja sve su se više sažimali. Što se ta gruda sve više zgušnjavala, sve izrazitije postajalo je gravitacijsko djelovanje pa je iz okoline pristizalo sve više materijala. Ovim sažimanjem unutrašnjost protozvijezde postajala je sve toplija, a ta isijana toplina uzrok je sjajenju zvijezde. Naime, kako je toplina izražena brzinom gibanja čestica na molekularnoj razini, u tom sažimajućem oblaku su atomi i molekule nastojali padati prema težištu oblaka, udarajući jedni o druge te si međusobno povećavajući brzinu gibanja, što je rezultiralo sve većom toplinom i sjajem. Kada je temperatura u središtu protozvijezde dosegla 10 milijuna kelvina, počela je nuklearna fuzija – spajanje vodikovih jezgara i nastajanje helija, pri čemu se oslobađa energija potrebna za život zvijezde.

 

formiranje zvijezda


Ovaj proces nukleosinteze može se otpočeti ako je protozvijezda mase veće od jedne desetine mase našeg Sunca, jer je tada gravitacijski tlak dovoljno visok da se postigne potrebna temperatura. Ako je zvijezda manje mase od te kritične, ona će biti „neuspjela“, jer se nikada neće otpočeti zvjezdana nukleosinteza. Takve objekte nazivamo 'smeđi patuljci'. Ovaj termin kojeg je prvi put upotrijebila američka znanstvenica Jill Tarter 1975. godine treba razlikovati od termina 'crni patuljak', koji se koristi za posljednji stadij života manjih zvijezda. Smeđi patuljci nisu ni zvijezde ni planeti, a masa tog plinovitog objekta sačinjenog od vodika je najčešće između 0.08 i 0.01 mase Sunca. Temperature na smeđem patuljku kreću se od nekoliko stotina do 2000 K, čime je pretopao za planet, a prehladan za zvijezdu. Zbog ovakve temperature smeđi patuljak svijetli crvenkastim sjajem. Prvi smeđi patuljak otkriven je tek 1987. godine, a većina otkrivenih uglavnom kruže oko nekih zvijezda. Najpoznatiji je otkriven 1995. na udaljenosti od oko 5.8 parseka, od matične zvijezde udaljen kao Pluton od Sunca, a mase 20 do 55 Jupiterovih.


Materijal od kojeg su načinjene zvijezde sadrži malo manje od 75% vodika i malo manje od 25% helija (tek oko 1% preostalih elemenata). Za zvijezde dovoljne mase nuklearno gorenje započinje kad se u višestupanjskom procesu četiri jezgre vodika (protoni) spoje u jednu jezgru helija (α–česticu). Masa jedne alfa–čestice malo je manja od mase četiriju protona, a ta izgubljena masa se pretvori u čistu energiju po jednadžbi E=mc2. Tako oslobođena toplina stvara tlak koji se odupire gravitacijskom privlačenju i zaustavlja daljnje sažimanje zvijezde. Tako zvijezda postaje stabilna i na istoj temperaturi postojano sagorijeva nuklearno gorivo dok se ne iscrpi, tj. dok se sva kritična masa vodika ne pretvori u helij. Zvijezde koje danas vidimo u Orionovoj maglici na taj način su se stabilizirale prije oko 300 tisuća godina.


Naše Sunce nastalo je prije oko 4.6 milijardi godina, kada je Mliječna staza dospjela pod utjecaj gravitacijske sile druge galaktike. Zbog njihova međudjelovanja, iz središta Mliječne staze izlazili su mlazovi plina u svemir, a zbog gravitacijskog učinka se u jednom kraku galaktike formirao tamni oblak gdje su sabijanjem plina, leda i zvjezdane prašine nastajale tisuće zvijezda, među kojima i naše Sunce.


Kako su zvijezde, npr. Sunce, nastajale iz zgušnjavajućeg rotirajućeg oblaka plina, očekivali bismo da one od svog roditelja – oblaka plina, dobiju dva važna svojstva: magnetsko polje i veliku brzinu rotacije. Budući da unutar međuzvjezdanog plina postoji magnetsko polje, silnice ovog polja bi trebalo da se sažimanjem plinovitog oblaka sve više zgušnjavaju, pa bi magnetski intenzitet rastao do određene veličine, stvorivši snažno magnetsko polje, koje ima važnu ulogu u procesima na površini dobro istraženog Sunca.


Drugo nasljedno svojstvo bi trebalo biti velika brzina rotacije. Naime, fizikalni zakon očuvanja momenta količine gibanja, koji je povezan sa masom tijela, njezinom raspodjelom i brzinom vrtnje, govori nam da se zvijezda mora da vrti sve brže sa sažimanjem rotirajućeg oblaka, da bi se sačuvao moment kutne količine gibanja. (Što je više mase dalje od težišta, kutni moment količine gibanja veći je nego da je masa blizu težišta.) Računi nam pokazuju brzinu rotacije od mnogo stotina kilometara u sekundi da se dosegne vrijeme formiranja zvijezde.


Sada nam se, logično, postavlja pitanje da li se naša teorijska predviđanja poklapaju s promatranjima, odnosno:  
1.    da li doista postoje zvijezde sa snažnim magnetskim poljima,
2.    da li one doista imaju veliku brzinu rotacije?


Odgovor na prvo pitanje je pozitivan, jer imamo dokaze da mnoge zvijezde imaju snažna magnetska polja, a za druge ne znamo imaju li ili nemaju. Mjerenje magnetskog polja zvijezda zahtijeva složene tehnike promatranja, ali mjerenje rotacije je mnogo lakše – ako zvijezda rotira, onda se neki dijelovi nje pomiču prema nama a neki se od nas udaljuju, pa na osnovu pomaka spektralnih linija možemo odrediti brzinu rotacije. Međutim, brzina rotacije Suncu sličnih zvijezda, i njega samoga, je mnogo manja od predviđanja – za Sunce iznosi samo oko 2 km/s na ekvatoru.


Objašnjenje ove moguće kontradikcije vodi nas u razmatranje problema planetarne formacije. Naime, kada bismo sve planete solarnoga sustava pokupili i stavili u unutrašnjost Sunca, unatoč beznačajnosti njihove cjelokupne mase u usporedbi sa masom Sunca, brzina rotacije znatno bi se povećala (gotovo stostruko). Kada bismo sav prvobitni planetarni materijal tako skupili, brzina rotacije još više bi se povećala. Ovo nastaje zbog velike udaljenosti planeta od Sunca i njihovog velikog momenta kutne količine gibanja. Dakle, prvobitni moment količine gibanja Sunca raspodijelio se je na moment današnjeg gibanja Sunca i moment svih ostalih planeta i asteroida u solarnom sustavu. Ali ovo stostruko povećanje još nije u suglasju s teorijom. To ćemo postići kada uzmemo u obzir da je dio vodika i helija koji se nije iskoristio za formiranje plinovitih planeta, Jupitera i Saturna, pobjegao u periferiju Sunčeva sustava – ako uz masu planeta i planetoida možemo postaviti unutar Sunca i sve ove „izgubljene“ plinove, brzina rotacije povećala bi se gotovo tisuću puta, što je konačno u skladu s matematičkim proračunima.


Naša razmatranja nastavljamo s predviđanjem, koje je potvrđeno promatranjima, da je rotirajuće protosunce stvaralo na ekvatoru sve veću izbočinu formirajući disk koji se giba oko njega, a koji ima mnogo momenta količine gibanja. Ta tvar skupljena u disku počinje da stvara nakupine, oko zvijezda nastaju stijene, koje se međusobno sudaraju i povezuju, stvarajući početnu grudu uz koju će gravitacija privlačiti sve više materijala, rotacija oblikovati u kuglaste nakupine i – nastao je stjenoviti planet. Postanak plinovitih planeta tekao je tako da su krute čestice amonijaka formirale tijela sa znatnim gravitacionim poljima, koja su lako privlačila sve veće količine plina formirajući velike i lake planete.


(Sav ovaj proces formiranja planeta nije ovako jednostavan i zahtijeva uključivanje mnogih drugih mehanizama koji bi ga objasnili, npr. magnetsko polje, ali ovdje nema prostora u to ulaziti.)


Iz svega opisanog vidimo da smo u stanju znati kako se formiraju zvijezde i planete kad se međuzvjezdani oblak plina i prašine počne sažimati. Ali astrofizika tu još nije do kraja ispunila svoju zadaću – ostaje nam pitanje, što potiče početak tog sažimanja? E uzrok toga jesu udarni valovi koji nastaju eksplozijom velikih zvijezda i koji ispred sebe kupe materijal koji stisne nešto plina u oblaku dovoljno da se on počne sažimati u nove zvijezde različitih masa. Usto, takvi udarni valovi su više ili manje trajno svojstvo galaktika, stalno se kreću oko njih, te počinju sažimati plin i prašinu koji stalno stižu u spiralne krakove galaktike. Tako je nastanak zvijezda proces koji se neprestano dešava u svemiru.

 

Franjo Šarčević, 02/2009

Literatura i izvori

Nastavak u ponedjeljak 20.02.

Prethodno: Zvjezdana evolucija, uvod: Najznačajnije metode u astronomiji