PATULJAK IZ OBLAKA

Kako nastaju zvezde? Ni prostijeg pitanja, ni komplikovanijeg odgovora.
Najbanalnije tumačenje bi bilo da zvezde nastaju kontrakcijom molekularnog oblaka. Naime, u galaksijama postoji dosta međuzvezdane materije koja se u globalu može podeliti u dve osnovne kategorije: jonizovani (vreli, atomski) gas i hladni molekularni gas. Ovo drugo se sastoji uglavnom iz molekula vodonika (H2) i molekula ugljen-monoksida (CO).

Upravo u tome je i poenta: hladni međuzvezdani gas je odlično gorivo za eksploziju, za razliku od vrelog jonizovanog koji je neku vrstu fizičko-hemijskog nasilja već pretrpeo. Samo ga treba komprimovati i zagrejati. Tu na scenu stupa gravitacija hladnog oblaka koji se lagano kondenzuje u oblasti gušće materije. Ono što se pretpostavlja je da hladna buduća zvezda putem akrecionog diska sakuplja okolni gas. Ovde je odlučujuće pravilo očuvanja ugaonog momenta prilikom kontrakcije oblaka, to je zapravo prava sila (uz gravitaciju, naravno) koja pokreće akrecioni disk. Pritom materija koja pada na površinu protozvezde trpi neku vrstu kompresije i taj udarni talas zapravo stvara energiju koju mi možemo da detektujemo u infracrvenom opsegu. Drugim rečima, ove bebe zvezde su optički gledano potpuno nevidljive iz dva razloga: prvi je činjenica da još nisu postigle veliku temperaturu a druga - pa one leže usred hladnog i mračnog oblaka koji ionako apsorbuje dobar deo njihove emisije. Posledica je da hladna protozvezda može imati temperaturu opsega 1000-4000K na svojoj površini i to je to. Već na 2000K vodonični molekul se raspada na dva atoma; odmah automatski sledi i jonizacija vodonika i helijuma. Time je pripremljeno gorivo za buduće termonuklearne procese.

Međutim, tih 4000K je za svemir veoma niska temepratura. Ove buduće zvezde u svom centru nemaju jezgra koja mere milione stepeni, već pre svega samo napakovanu materiju koja se još nije upalila. Pod paljenjem se smatra fuzija; to je razlika između protozvezde i zvezde glavnog niza. Međutim, postoje razne vrste fuzije... Pod fuzijom kod zvezde glavnog niza podrazumeva se trostruki alfa proces i CNO ciklus; ali postoji još jedna vrsta ovog procesa. Uslov je da zvezda bude male mase ili niske temperature (ovo drugo imamo kod protozvezde).

Dakle, smatra se da do neke vrlo ograničene mere fuzija u bebama-zvezdama ipak postoji, ali samo između protijuma i deuterijuma. Ovaj proces se zove fuzija deuterijuma, protijum je zapravo samo ogoljeni proton, bez elektrona tako da ovo možemo posmatrati i kao fuziju protona i deuterijuma. Pošto deuterijuma u prirodi i u zvezdama ima malo i fuzije zapravo ima malo, takoreći; ovaj proces nastaje na milion Kelvina i veoma je senzitivan na promenu temperature. Zove se još žargonski i sagorevanje deuterijuma i krajnji rezultat je nastanak helijuma 3, uz naravno emisiju energije. Ovaj proces može da nastane i kod veoma malih nebeskih tela, recimo kod braon patuljaka ili veoma masivnih planeta; granica za braon patuljka je svega 13 Jupiterovih masa. Vreme potrebno da se tako masivna planeta pretvara da je zvezda je vreme potrebno da se deuterijum potroši i okvirno iznosi ne više od stotinak miliona godina. Pošto se deuterijum u ovom procesu ne stvara, ulica je jednosmerna. Kod dosta masivnije protozvezde ovaj proces ide nešto drugačije; jezgro se pali i gasi dok osciluje oko te temperature, što sve daje dovoljno vremena da se akrecija mase nastavi. Deuterijum se takođe veoma brzo troši i već posle par miliona godina imamo drugačiju situaciju. Vremenom masa i pritisak toliko porastu da fuzija deuterijuma više nije u igri, budući da je temperatura porasla na deset miliona Kelvina. U tom momentu nastupa prava fuzija - fuzija protijuma u helijum odnosno lančana proton-proton reakcija koja je zapravo onaj proces koji dozvoljava zvezdama da sijaju. Pritom reakcija u prirodi tj u zvezdama nije lančana u onom eksponencijalnom smislu kao kod hidrogenske bombe, ovde se pod tim terminom misli na nekoliko etapa koje lančano slede jedna za drugom. Zvezde dakle ne eksplodiraju već je fuzija tačno onoliko dozirana da kontinuirano teče i jezgra su u svojevrsnoj ravnoteži tako da ovi procesi mogu da traju kod manjih zvezda možda i milijardama godina. Za Sunce bi ovim tempom (kad bi bio konstantno ovog intenziteta) trebalo 10 milijardi godina da se sav vodonik pretvori u helijum.

Pošto su protozvezde zasijale putem proton-proton reakcije, možemo smatrati da je period protozvezde okončan i da je zvezda stupila na glavni niz. Kod masivnijih zvezda od Sunca osim proton-proton reakcije imamo i fuziju kroz CNO ciklus (ugljenik-azot-kiseonik); ima ga i kod Sunca ali nije dominantan. Kod još masivnijih zvezda postoji i trostruki alfa-proces poznat i kao još fuzija helijuma u ugljenik, ali to su druge teme; bitno je da je zvezda zasijala na nebu.

Sazvežđe je Lav, najsjajnija zvezda gore desno je Algieba (Gamma Leonis). To je dvojna zvezda sa pratiocem na separaciji 4.7 ugaonih sekundi, u dometu moje opreme ali nije to tema, nisam eksponirao imajući te dve zvezde na umu - onda bi moralo eksponirati znatno kraće.
Cilj je tu odmah pored:

Misteriozno sam dobio dosta šuma, prilikom agresivnog skidanja su se detalji i oštrina zvezda izgubili. Dakle, AD Leonis je jedan interesantan primer male zvezde koja je ispala iz ko zna kog molekularnog oblaka, a koja se trenutno nalazi u našoj neposrednoj blizini. Njena masa je negde oko 0.4 Sunčevih masa, budući da je i Sunce samo po sebi patuljak, jasno je kojoj kategoriji ova zvezda pripada. Udaljena je svega 16 svetlosnih godina i njen spektar (M3.5eV) govori da se radi o malom crvenom patuljku. Međutim, to nikako ne znači da se radi o pitomoj zvezdi - ona spada u takozvane fler zvezde (flare stars) koje povremeno doživljavaju snažne erupcije. Ovde se radi o erupcijama koje podsećaju na Sunčeve, samo što se one odvijaju na mnogo većoj skali. Sjaj zvezde eksplodira u roku od nekoliko minuta i petlje prilikom ovih eksplozija se penju do 30% prečnika zvezde (usput, i Sunce ima fler sličnih dimenzija, ali je Sunčevih 30% ipak malo više). Početkom devedesetih je ova zvezda pomno posmatrana, budući da su tad erupcije bile veoma česte.

Razlog za ovakvu eruptivnost se krije u strukturi ovih patuljaka. AD Leo se nalazi na samoj granici, tačnije iznad nje, koja omogućuje zvezdi da poseduje konvektivnu zonu. Drugim rečima, na preseku zvezde imamo vrelo jezgro, iznad njega Sunce ima radijativnu zonu a AD Leo nema ništa; i iznad svega toga postoji konvektivna zona. Konvekcija je bukvalno izdizanje toplijeg i spuštanje hladnijeg gasa, nešto slično meteorološkoj konvekciji na Zemlji. Uprošćeno, za vreme toplog letnjeg dana imamo delove ("parcele" kako to meteorolozi kažu) nešto hladnijeg i nešto toplijeg vazduha. Razlog ove razlike je u tome što se neke površine više zagrevaju (tamni asfaltni parkinzi, tamnije njive, šume) na Suncu a neke manje (svetlija trava, stena) i upravo ta razlika tera toplije mehure vazduha uvis. Čim pređu određenu visinu (tačka rošenja) oni se kondenzuju u kumuluse, kasnije možda i u kumulonimbuse i pritom se okolne parcele hladnijeg vazduha posledično spuštaju. Ovaj proces vertikalnog kruženja vazduha traje, kao što to predviđa narodna pesma, "ceo letnji dan do podne", a meteorologija kaže da traje dok god postoji gradijent - gore hladno a dole toplo.

Upravo ovaj gradijent u zvezdama postoji milionima godina. Dole je toplo jezgro (ili radijativna zona) a gore hladna atmosfera. Prilikom vertikalnog kruženja mi na površini Sunca vidimo granulaciju, odnosno izdignute slojeve koji se hlade i vrlo brzo tonu do radijativne zone, a to neodoljivo podseća na vrhove kumulusa posmatrane iz putničkog aviona odozgo. I eto kakve veze ima AD Leo sa kumulusima. Pritom je ova konvekcija odgovorna dobrim delom za erupcije, premda ne direktno već u kontekstu magnetnog polja, ali to je druga priča. Dve trećine površine zvezde su stelarne mrlje, a to su (analogno Sunčevim mrljama tj pegama) mesta gde magnetno polje vrši inhibiciju konvekcije kroz suprotni polaritet. Posledica je niža temperatura ovih regiona u proseku za 500-2000K od okolne površine.

Stelarne mrlje, baš kao i na Suncu, označavaju regione gde je magnetska aktivnost najveća i gde postoji ogromna potencijalna energija. Nije onda ni čudo što se upravo u okolini pega dešavaju svakojake erupcije i što njihova frekvencija pojavljivanja upravo korelira sa eruptivnom aktivnošću Sunca. U slučaju AD Leonis se sve ovo dešava isto kao i na Suncu, samo dosta intenzivnije.

Zašto sam odabrao ovu neuglednu zvezdicu za snimanje? Zato što je to jedan od desetak najbližih crvenih patuljaka severne hemisfere dovoljno sjajnih da u teleskopu ne budu dva piksela (odnosno patuljci ispod desete magnitude). Nijedan crveni patuljak se sa Zemlje ne vidi golim okom, a ima ih u Galaksiji... Pa recimo da su to ubedljivo najbrojnije zvezde u Mlečnom Putu. Sve što se stvori iz molekularnih oblaka biće u 90% crveni patuljak. Ujedno su i najmanje zvezde na glavnom nizu, odnosno crvene zvezde su ili giganti ili patuljci, sredine nema. Masa ovih zvezda se kreće od 7.5% do 50% mase Sunca i temperatura površine im je među najnižima od svih zvezda: 2000-3900K.

Još ovaj patuljak ima nezgodan karakter, sa povremenim potpuno nepredvidivim erupcijama koje dižu sjaj u roku od nekoliko minuta. Ko je srećan da to snimi - svaka mu čast. A pošto je u pitanju sazvežđe Lava u kadru se može videti i nekoliko galaksija. U centru je NGC3213, mala loptica magnitude 13.5mag i otprilike isto tolikog površinskog sjaja (13.3mag/arcsec). Njena morfološka klasifikacija je SAbc, što znači da je u pitanju spiralna ali bez prečke. Levo gore se vide još dve spiralne galaksije koje su i označene.

Da se vratimo na tamne molekularne oblake iz kojih zvezde još uvek nisu nastale. Oblaci su zapravo veoma male gustine, imaju tek stotinak molekula po kubnom centimetru, ali su u suštini veoma veliki pa ni masa ne može biti mala. Razlozi za kontrakciju dela oblaka i njegovo kondenzovanje u zvezde mogu biti različiti: udarni talas bliske supernove, gravitacioni uticaj sudarajućih galaksija, sudar dva oblaka iz iste galaksije, džet snažne crne rupe koji efektivno čisti gas iz galaksije i izbacuje ga sprečavajući time formiranje zvezda... Moguć je i obrnut scenario: džet slabije crne rupe može da bude okidač procesa stelarne formacije u molekularnim oblacima. Međutim, svejedno koji proces da dominira, imamo jednu suštinsku osobinu molekularnih oblaka koja favorizuje njihovo kondenzovanje u zvezde, a to je gravitaciona nestabilnost tolike mase, odnosno potencijalna energija koja ukazuje čega sve tu može jednog dana biti.

Ono što je bitno to je da se može i izračunati kolika je šansa da se neki oblak sunovrati sam u sebe i formira zvezde. Zasluga za to pripada Englezu po imenu James Jeans (ne, nema veze sa farmericama i kaubojima) koji je na prelazu između XIX i XX veka bio talentovani student kad je u pitanju matematika. Čak je i bio drugi u svojoj klasi na završnom ispitu iz matematike i tako dobio neformalni fakultetski status "wrangler II" (u prevodu stočar... Opet nema veze sa kaubojima a ni džipovima). Bilo kako bilo on je kasnije važio za jednog od utemeljivača britanske kosmologije.

Jeans je čak dao i formulu, koju ćemo preskočiti; koja ovo definiše. Oblak ima utoliko veće šanse da se kondenzuje u zvezdu ukoliko je:
1) masa oblaka veća,
2) njegova veličina manja,
3) njegova temperatura niža.

U praksi se gotovo i ne dešava da se oblak kondenzuje u jednu zvezdu već u otvoreno zvezdano jato, budući da su dimenzije i mase tih molekularnih oblaka zaista impozantne gledano iz perspektive Sunčevog Sistema. Velika većina ovih tamnih oblaka se nalaze u ravni Galaksije i u njima nastaje gomila malih i velikih zvezda. Pritom, logično, nastaje gomila malih zvezda u odnosu na jednu veliku i masivnu O ili B klase, ali upravo kad zasija ta jedna masivna - dešava se čarolija u astrofotografiji: ona svojim snažnim zračenjem jonizuje gas u svojoj okolini i mi dobijamo prelepa crvena H-alfa područja. A pre nego što do toga uopšte dođe, ove velike protozvezde možemo videti uvijene u ogroman akrecioni disk prašine i gasa u infracrvenom području. Već sad možemo predvideti neke buduće mlade gigantske zvezde u mnogim područjima koja su nekad bili mirni tamni oblaci.

Područja u kojima se ovi procesi dešavaju je puno celo nebo - Trifid maglina, Orao, Rozeta, Karina i Orion maglina su najfascinantniji primeri. Ali njihovi prekusori, molekularni oblaci, zastupljeni su sa svega možda jedan zapreminski procenat u odnosu na svu međuzvezdanu materiju u našoj Galaksiji. Pritom taj jedan procenat zapremine predstavlja i 50% mase međuzvezdane materije i to ilustruje značaj molekularnih oblaka koje na astrofotkama vidimo kao tamne mase, nešto slično uglju. Čak je i Herschell svojevremeno o njima pisao kao o međuzvezdanim rupama i pukotinama.