разу після винаходу телескопа.
Газові хмари виглядають на небі як туманні цятки. Н. Пейреск у 1612 р. вперше згадав про Великий туманності Оріона. У міру вдосконалення телескопів були виявлені й інші туманні плями. У каталозі Шарля Мессьє (1783 р.) їх описано 103, а в списках Вільяма Гершеля (1818) відзначено вже 2500 об'єктів В«не зірковий видуВ». Нарешті, в В«Новому загальному каталозі туманностей і зоряних скупчень "Джона Дрейера (1888 р.) значиться 7840 незіркових об'єктів.
У Протягом трьох століть туманності, особливо спіральні, рахувалися порівняно близькими утвореннями, пов'язаними з формуванням зірок і планет. Гершель, наприклад, був абсолютно впевнений, що він не тільки знайшов безліч хмар дозвездного речовини, але навіть власними очима бачить, як ця речовина під дією тяжіння поступово змінює свою форму і конденсується в зірки.
Як пізніше з'ясувалося, деякі туманності дійсно пов'язані з народженням зірок. Але в більшості випадків світлі туманні плями виявилися не газовими хмарами, а дуже далекими зоряними системами. Так що оптимізм астрономів був передчасним і шлях до таємниці народження зірок стояв ще довгий.
У гру вступають фізики . До середини ХIХ в. фізики могли застосувати до зірок газові закони і закон збереження енергії. З одного боку, вони зрозуміли, що зірки не можуть світити вічно. Джерело їхньої енергії ще не був знайдений, але, яким би він не виявився, все рівно вік зірки відміряно і на зміну старим повинні народжуватися нові зірки.
З іншого боку, ті яскраві і гарячі хмари міжзоряного газу, що змогли виявити астрономи у свої телескопи, явно не влаштовували фізиків як передбачуване речовина майбутніх зірок. Адже гарячий газ прагне розширюватися під дією внутрішнього тиску. І фізики не були впевнені, що гравітація зможе перемогти тиск газу.
Отже, що ж переможе - тиск або гравітація? У 1902 р. молодий англійський фізик Джеймс Джинс уперше досліджував рівняння руху газу з урахуванням гравітації і знайшов, що вони мають два рішення. Якщо маса газу і його тяжіння слабке, а нагрітий він достатньо сильно, то в ньому поширюються хвилі стиску і розрідження - звичайні звукові коливання. Але якщо хмара газу масивна і холодне, то тяжіння перемагає газовий тиск. Тоді хмара починає стискатися як ціле, перетворюючись на щільний газовий кулю - зірку. Критичні значення маси (M J ) і розміру (R J ) хмари, при яких воно втрачає стійкість і починає нестримно стискуватися - коллапсіровать, з тих пір називають джінсовскімі.
Однак у часи Джинса і навіть набагато пізніше астрономи не могли вказати той газ, із якого формуються зірки. Поки вони шукали дозвездное речовина, фізики нарешті зрозуміли, чому зірки світять. Дослідження атомного ядра і відкриття термоядерних реакцій дозволили пояснити причину тривалого світіння зірок.
Характеристики основних станів міжзоряного газу [3]
Тип газу
Рік відкриття
Температура, До
Щільність, атом/см 3
M J в масах Сонця
R J , пк
Тепла
1921
8000
0,25
1 * 108
2 * 10 3
Прохолодний
1950
80
40
2 * 10 3
7
Гарячий
1970
3 * 10 5
0,002
5 * 10 11
2 * 10 5
Холодний
1975
10
10 3
4
0,3
В
Виявилося, що чим масивніше зірка, тим яскравіше вона світить і, виходить, швидше спалює своє термоядерна пальне. Максимальний вік масивних зірок спектральних класів О і В становить 10-3...
