1. UVOD

Pre više od 15 milijardi godina dogodio se Veliki prasak, čin kojim je nastala vasiona. Svekolika materija i energija koje sada postoje u vasioni bile su zbijene do izuzetno velike gustine (preko 1030 kg/m3), možda u matematičku tačku bez ikakvih dimenzija. Ovde nije posredi bila puka sabijenost celokupne materije i energije u jedan kutak vasione, već naprotiv, i sama vasiona, zajedno sa celokupnom materijom i energijom, odnosno prostorom koje ove ispunjavaju, zauzimala je sićušnu zapreminu.

U titanskoj kosmičkoj eksploziji vasiona je počela širenje koje se još nije okončalo. Kako se prostor razmicao, materija i energija u vasioni širile su se sa njim, brzo se hladeći. Zračenje koje je onda, baš kao i sada, ispunjavalo vasionu, pomeralo se duž spektra: od gama zraka, preko rendgenskih zraka do ultraljubičaste svetlosti, zatim kroz boje vidljivog područja spektra, pa u infracrvenu oblast i najzad u domen radio-talasa.

Ranu vasionu ispunjavali su zračenje i obilje materije, prvobitno vodonik i helijum, koji su nastali iz elementarnih čestica u gustoj, praiskonskoj plamenoj lopti. Oko milijardu godina nakon Velikog praska, razmeštaj materije u vasioni postao je neravnomeran, možda stoga što što ni Veliki prasak nije bio savršeno jednoobrazan. Materija je bila zbijenija u sabirištima nego na drugim mestima. Njihova sila teže počela je da privlači velike količine okolnog gasa, uvećavajući tako oblake vodonika i helijuma kojima je sudbina dodelila da postanu kosmička jata. Veoma mala jednoobraznost dovoljna je da kasnije dođe do nastanka obimnih kondenzacija materije.

2. Oblaci prašine i međuzvezdana materija

Početkom 70-ih, sa usavršavanjem milimetarskih radio teleskopa, koji uglavnom posmatraju molekule ugljen-monoksida CO, shvaćeno je da tamni oblaci prašine u našoj galaksiji sadrže, pored međuzvezdane prašine, ogromne količine hladnog gasa, čija temperatura iznosi 30-40K1. Taj gas je uglavnom sačnjen od molekularnog vodonika H2 koji se u opštem slučaju ne može direktno posmatrati jer nema jako uočljivu spektralnu aktivnost, ali kojeg često prati molekul CO. Ugljen-monoksida ima 100001 puta manje nego molekula vodonika, ali je i to dovoljno za lociranje najmasivnijih objekata u galaksiji- gigantskih molekularnih oblaka. Primer takvog objekta je gigantski molekularni oblak u sazvežđu Strelca u kojem može nastati još 3-51 miliona zvezda. Takvi oblaci često zauzimaju i više od 601 parseka i upravo u središtu tih oblaka gasa i prašine neprestano nastaju zvezde. Često se u tim oblacima mogu naći i složeniji molekuli kao što su voda, amonijak, formaldehid, metanol i etanol. Danas se pouzdano zna da skoro 801 vrsta molekula postoji u vasionskom prostoru.

 Molekularni oblaci

Danas su prilično dobro poznate osobine molekularnih oblaka. Njihova veličina se kreće od 10-ak do više stotina svetlosnih godina, a masa od nekoliko hiljada do nekoliko miliona sunčevih masa. Ta masa je raspoređena vrlo strukturisano, sa, posmatrano u celini, oblastima rastućih gustina koje su umetnute jedne u druge i plivaju u difuznoj sredini. Raspon gustina je od 102 do 108 ili čak i više molekula po cm3. Da bi se formirala protozvezda potrebno je da gustina bude iznad 30000 molekula vodonika po cm3, a temperatura oko 10K. Temperatura naglo opada prema apsolutnoj nuli, a sa opadanjem temperature kinetička energija atoma takođe se drastično smanjuje. Oni se kreću tako sporo da slaba sila gravitacije između pojedinačnih atoma počinje da dominira unutrašnjom strukturom magline. Toplota je indikacija aktivnosti molekula, a ako je kretanje molekula dovoljno intenzivno da nadvlada gravitaciju, molekuli će se razići. Empirijski se izvode dve veličine koje se tiču formiranja zvezda:

1. Efikasnost formiranja zvezda – odnos mase objekta u stadijumu gasa i stadijumu zvezde, koja se obično kreće se u intervalu od 10-20%

2. Početna funkcija mase – raspodela zvezdanih masa koja odgovara stepenoj funkciji i pri tome su zvezde date mase 50 puta brojnije od 10 puta masivnijih zvezda.