З чого утворюються зірки.
Ще Гершель виявив на фоні Чумацького Шляху темні провали, які він називав «дірками в небесах». В кінці XIX ст. на Ликской обсерваторії (США) астроном Едуард Бар-нард почав систематичне фотографування неба. До 1913 р він знайшов близько 200 темних туманностей. На його думку, вони являли собою хмари що поглинає світло матерії, а зовсім не проміжки між зірками, як вважав Гершель.
Це припущення підтвердилося. Коли поруч із хмарою міжзоряного газу або усередині нього немає гарячої зірки, газ залишається холодним і не світиться. Якби хмара містила тільки газ, його могли б і не помітити. Але крім газу в міжзоряному середовищі в невеликій кількості (близько 1% по масі) є дрібні тверді частинки - пилинки розмірами близько 1 мкм і менше, які поглинають світло далеких зірок. Тому-то холодна хмара і здається темним «провалом у небі». Детальне вивчення Чумацького Шляху показало, що дуже часто такі «провали» зустрічаються в областях зореутворення, подібних туманності Оріона.
У 1946 році американський астроном Барт Бок виявив на фоні світлих туманностей NGC 2237 в Єдиноріг і NGC 6611 в Щиті маленькі чорні плями, які назвав глобулами. Розмір їх від 0,01 до 1 пк. Вони послаблюють світло лежачих за ними зірок у десятки і сотні разів. Це означає, що речовина глобул у тисячі разів щільніше навколишнього їхнього газу. Їх маса оцінюється в межах від 0,01 до 100 мас Сонця.
Після відкриття глобул з'явилося переконання, що стискають хмари дозвездной матерії вже знайдені, що вони-то і є безпосередніми попередниками зірок. Але незабаром стала очевидною поспішність такого висновку. Справа в тому, що оптичні телескопи не дають повного уявлення про міжзоряному середовищі: з їх допомогою ми бачимо лише гарячі хмари, нагріті масивними зірками (як туманність Оріона), або маленькі темні глобули на світлому фоні. І ті й інші - досить рідкісні утворення. Тільки створені в 50-і рр. радіотелескопи дозволили виявити по випромінюванню в лінії 21 см атомарний водень, що заповнює майже весь простір між зірками.
Це дуже розріджений газ: приблизно один атом у кубічному сантиметрі простору (по мірках земних лабораторій - найвищий вакуум!) Але оскільки розмір Галактики величезний, у ній набирається близько 8 млрд сонячних мас міжзоряного газу, або приблизно 5% від її повної маси. Міжзоряний газ більш ніж на 67% (по масі) складається з водню, на 28% з гелію, і менше 5% припадає на всі інші елементи, самі рясні серед яких - кисень, вуглець і азот.
Міжзоряного газу особливо багато поблизу площини Галактики. Майже весь він зосереджений у шарі товщиною 600 світлових років і діаметром близько 30 кпк, або 100 тис. Світлових років (це діаметр галактичного диска). Але і в такому тонкому шарі газ розподілений нерівномірно. Він концентрується в спіральних рукавах Галактики, а там розбитий на окремі великі хмари протяжністю в парсеки і навіть в десятки парсек, а масою в сотні і тисячі мас Сонця. Щільність газу в них порядку 100 атомів на кубічний сантиметр, температура близько -200 ° С. Виявилося, що критичні маса і радіус Джинса за таких умов майже збігаються з масою і радіусом самих хмар, а це значить, що вони готові до колапсу. Але головне відкриття було ще попереду.
Астрономи підозрювали, що при відносно високій щільності і низькій температурі, що панує в міжзоряних хмарах, частина речовини повинна об'єднуватися в молекули. В цьому випадку найважливіша частина міжзоряного середовища недоступна спостереженням в оптичному діапазоні.
Розпочаті в 1970 р ультрафіолетові спостереження з ракет і супутників дозволили відкрити головну молекулу міжзоряного середовища - молекулу водню (Н2). А при спостереженні міжзоряного простору радіотелескопами сантиметрового і міліметрового діапазонів були виявлені десятки інших молекул, часом досить складних, що містять до 13 атомів. У їх числі молекули води, аміаку, формальдегіду, етилового спирту і навіть амінокислоти гліцину.
Як з'ясувалося, близько половини міжзоряного газу утримується в молекулярних хмарах. Їх щільність в сотні разів більше, ніж у хмар атомарного водню, а температура усього на кілька градусів вище абсолютного нуля. Саме за таких умов виникають нестійкі до гравітаційного стиску окремі ущільнення в хмарі масою порядку маси Сонця і стає можливим формування зірок.
Більшість молекулярних хмар зареєстровано тільки по радіовипромінюванню. Деякі, втім, давно відомі астрономам, наприклад темна туманність Вугільний Мішок, добре видима оком у південній частині Чумацького Шляху. Діаметр цієї хмари 12 пк, але воно виглядає великим, оскільки віддалено від нас усього на 150 пк. Його маса близько 5 тис. Сонячних мас, тоді як у деяких хмар маса досягає мільйона сонячних, а розмір 60 пк У таких гігантських молекулярних хмарах (їх у Галактиці всього кілька тисяч) і розташовуються головні осередки формування зірок.