1. Міжзоряний пил і газ. В. Я. Струве понад сто років тому вказав на існування міжзоряного поглинання світла, який остаточно був доведено тільки в 1930 р Міжзоряне поглинання світла послаблює яскравість зірок тим більше, чим далі вони від нас, і тим сильніше, чим коротша довжина хвилі. Тому далекі зорі здаються червонішімі, ніж вони є насправді. Такий ефект повинен служити причиною невеликий пилу, розміри частинок якого порівнянні з довжиною світлової хвилі.
Дослідження показали, що міжзоряний пил зосереджена в шарі невеликої товщини (близько 200-300 пк) уздовж галактичної площини. Він складається з розрідженій газопілового середовища, якої місцями згущається у хмари. Проходячи відстані 1000 пк у площині Галактики, світло послаблюється в середньому на 1,5 зоряної величини.
Зменшення видимої яскравості далеких зірок ускладнює точне визначення відстані до них порівнянням їх абсолютної зоряної величини з видимою. Визначаючи відстані, доводиться враховувати не тільки вплив космічного пилу, а й нерівномірний його розподіл, наявність темних хмар.
Подібні за своєю природою і близькі за складом газопілові хмари мають різний вигляд. Непрозорі для світла, вони можуть спостерігатися як темні туманності (мал. 89).
Якщо поблизу великої газопілової хмари знаходиться яскрава зірка великої світності, то вона освітлює цю хмару. Хмара, відбиваючи випромінювання зірки, має вигляд світлої туманності. Спектр цієї туманності такий самий, як і спектр зірки, яка її висвітлює.
Коли газопілова хмара освітлюється дуже гарячою
зіркою (з температурою, що не нижчої 20-30 тис. кельвінів), то ультрафіолетове випромінювання зірки іонізує водень та інші гази хмари і спричиняє їх світіння. Газ поглинає ультрафіолетові промені, а випромінює в червоних, зелених та інших лініях спектра. Таку світиться хмару називають дифузійної газової туманністю. Якби гаряча зірка раптом згасла, туманність також незабаром перестала б світитися. Така типова туманність знаходиться в сузір'ї Оріона (рис. 90). її видно (взимку) в сильний бінокль, проте тільки фотографія виявляє її структуру.
Газопіловіх розріджених дифузних туманностей відомо багато. Всі вони клочкуваті, неправильної форми, без чітких обрисів. Спектр туманностей складається з яскравих ліній водню, кисню та інших легких газів. Деякі гази перебувають в такому стані, які дають спектр, який ніколи не спостерігався в земних умовах. Дві найяскравіший зелені лінії спектра туманностей довго приписували передбачуваного хімічному елементу «небулію» (що означає «туманний»), який повинен був бути лише в туманностях. Але потім з'ясувалося, що ці лінії належать атому кисню, який втратив два електрони і світиться в умовах недосяжної для лабораторій розрідженості. Справді, щільність газових туманностей близько 10-18 - 10-20 кг / м3
Особливий тип туманностей становлять планетарні туманності (мал. 91) світлий газові оболонки, які їх викидають зірки на певній стадії свого розвитку, яка є закономірним етапом для більшості зірок. Природа їх свічення така сама, як і дифузних туманностей.
Газові дифузні туманності утворюють в галактичної площини пласт товщиною лише близько 200 пк. Вони належать до населення, характерному для спіральних гілок Галактики. Розміри туманностей величезні - кілька парсеків або кілька десятків парсеків, так що в них зазвичай буває занурено кілька зір.
Сучасна техніка спостережень в інфрачервоному і радіодіапазоні дає можливість досліджувати газопілові хмари, непрозорі для видимий світла, і вивчати процес зореутворення, який відбувається в цих хмарах. Найближчою до нас областю, де і в наш час утворюються зірки, є газопіловій комплекс в сузір'ї Оріона.
2. Виникнення зірок. На користь гіпотези про виникнення зірок внаслідок гравітаційної конденсації (тобто взаємного тяжіння частинок) з холодних газопіловіх хмар говорить цілий ряд фактів. Найважливіший з них полягає в тому, що утворення зірок спостерігається поблизу галактичної площини, де концентруються хмари найгустішого і холодного міжзоряного газу. Оскільки зірка, яка зароджується (протозорі), має ще невисоку щільність і температуру, то вона може випромінювати в інфрачервоному діапазоні довжин хвиль. В областях зореутворення знаходять потужні джерела інфрачервоного випромінювання дуже маленького кутового розміру. Ці джерела можуть бути зірками, які формуються або недавно сформувалися і оточені ще густий газопіловім середовищем, з якого вони возніклі.Сжімаясь, протозорі розігрівається, поки температура в її надрах не підніметься до кількох мільйонів градусів. Тоді почнуться ядерні реакції з участю легких елементів і виділенням енергії. Зміна яскравості молодих зірок - ознака того, що вони ще не стали стійкими. Нагрівання спричиняє реакції перетворення водню в гелій і зупиняє стискання. Тиск газу зсередини врівноважує тяжіння до центру. Зірка стає стійкою і більшу частину свого існування зберігає приблизно постійними розмір і світність (див. § 26). Саме такі зірки утворюють головну послідовність на діаграмі «колір - світність». Зірка, маса якої така сама, як у Сонця, стиснулася і з'явилася на головній послідовності приблизно за 10 * років. 3. Нейтральний водень і молекулярний газ. Багато відомостей про міжзоряному газі дають дослідження його радіовипромінювання. Водень в світлих туманностях іонізується і світиться, тільки коли поблизу є гарячі зірки. Але основна маса водню в Галактіці нейтральна. Нейтральний водень в космосі не світиться і невидимий. Однак він випромінює радіохвилю довжиною 0,21 м За інтенсивністю випромінювання на цій довжині хвилі визначають масу і щільність водню, а за тим, наскільки відрізняється фактична довжина цієї хвилі від 0,21 г, за ефектом Доплера знаходять швидкість водневої хмари. У наш час з'ясовано загальну картину розподілу водню в Галактіці (рис. 92). Він міститься переважно в тонкому шарі поблизу галактичної площини. Хмари водню можна спостерігати на відстанях, значно більших за ті, на які можливо спостерігати в телескоп окремі зірки. Температура хмар нейтрального водню в середньому близько 100 К, а температура іонізованих світних хмар (туманностей) близько 10 000 К. У щільних газових хмарах атоми водню об'єднуються у молекули Н2 Загальна маса міжзоряного водню становить кілька відсотків загальної маси Галактики, а маса космічного пилу ще в 100 разів менша. Щільність нейтрального водню в площині Галактики становить в середньому близько 10