|
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 > 2.2 Protozvezde Ceo oblak gasa je kao takav manje - više homogen, bezbojan, odnosno providan, sudari među atomima su veoma retki. Takvu ravnotežu može narušiti samo neki snažni talas. Tu ulogu može imati spiralni krak naše ili neke galaksije slične našoj ili neka eksplozija zvezde. Spiralni kraci rotiraju oko jezgra galaksije noseći udarne gravitacione talase koji sabijaju međuzvezdani materijal. To je pokretač procesa stvaranja zvezda. Atomi koji su do tada bili na velikom rastojanju počinju međusobno da se sudaraju. Kako su atomi na sve manjem rastojanju, tako svetlost sve teže prolazi između njih. Međuzvezdani oblak postaje difuzna maglina,koja može biti svetla ili tamna. Svetle magline se najčešce nalaze u blizini toplih zvezda, pa se gas u njima jonizuje i zrači. Pored jonizacije, izvor svetlosti svetlih maglina može biti i rasejana svetlost obližnjih zvezda. Njihova gustina nije homogena, a veća je u proseku oko 1000 puta od gustine međuzvezdane materije. Tamne magline su slične svetlim, samo što nisu jonizovane i sastoje se pretežno od supstance velike apsorpcione moći, te se vide kao tamne siluete spram zvezdanog polja u pozadini. Tipičan primer tamne magline je Konjska glava u Orionu (NGC 2024), nazvana tako zbog svog karakterističnog oblika. Kada čestice u oblaku počnu da kontrahuju nastaje objekat koji se naziva protozvezda. Prva etapa stvaranja zvezde je stvaranje gustog jezgra unutar samog molekularnog oblaka. Takvo jezgro počinje da privlači sve više materije zbog gravitacione slie kojom on deluje na okolne čestice u oblaku. U početku kada je sredina relativno retka i hladna, ono je prozračno i zračenje ga napušta bez interakcije.Ali, veoma brzo molekuli gasa i prašina apsorbuju jedan deo tog zračenja, sredina postaje neprozračna, zagreva se i unutrašnji pritisak se povećava. To usporava proces rasparčavanja, čime ono postaje prosto gravitaciono sabijanje: prelazi iz brze dinamičke faze (koja se i dalje odvija u spoljnim oblastima) u sporiju fazu u najgušćim centralnim oblastima. Početno jezgro se, u izvesnom smislu, raslojilo u tri koncentrična dela: unutrašnji gusti deo u sporoj kontrackiji koji postepeno dobija masu (zvezda u nastajanju), sve veći i ređi srednji deo iz kojeg se masa pripaja centralnom delu i spoljni omotač koji još nije imao vremena da se rasparča. Sve to zajedno čini protozvezdu. Da bi mogla da se sabije do kraja, buduća zvezda mora da izgubi veliki deo svog momenta impulsa, inače bi centrifugalna sila zaustavila njeno sabijanje. Priroda uspeva da joj obezbedi taj uslov po cenu velikog gubitka mase, koji su reda 10-5 do 10-7 masa Sunca godišnje1. Protozvezda je u ovom stadijumu okružena gasom i prašinom koji zaustavlja vidljivu svetlost, ali propušta infracrvene zrake,pa se protozvezda može identifikovati i posmatrati jedino u tom delu spektra. Mehanizam gubljenja mase, i dalje slabo poznat, verovatno je povezan s postojanjem međuzvezdanih magnetnih polja nastalih rasparčavanjem protostelarnog oblaka. Pri procesu sabijanja i gubljenja mase protozvezda mora da zadrži minimum 0,084 mase Sunca da bi gravitaciona sila bila dovoljno velika da započne sagorevanje vodonika u helijum. Ako se to ne desi, nastaće braon patuljak. Protozvezde sa masom preko 0,084 mase Sunca uspevaju da započnu fuziju helijuma i izađu na glavni niz H-R dijagrama.
1 2
3 4 5
6 7
8 9
10 11
12
13
14
15 16
17
18 > (oktobar 2003.)
|
