0 млн. років. Це дуже мало в порівнянні з віком інших об'єктів Галактики. Отже, ці зірки народилися зовсім недавно і не могли далеко піти від місця свого народження. Одне з таких місць - туманність Оріона, де в протягом декількох років з'явилося невелике скупчення зірок. На знімках 1947р. в цьому місці була видна група з трьох звездоподобних об'єктів. До 1954р. деякі з них стали довгастими, а до 1959р. ці довгасті освіти розпалися на окремі зірки. Вперше в історії людства люди спостерігали народження зірок, буквально на очах цей безпрецедентний випадок показав астрономам, що зірки можуть народжуватися за короткий інтервал часу, і здавалися раніше дивними міркування про те, що зірки зазвичай виникають в групах, або зоряних скупченнях, виявилися справедливими.
З чого утворюються зірки?
Ще Гершель виявив на фоні Чумацького Шляху темні провали, які він називав В«дірками в небесахВ». В кінці XIX в. на Лікської обсерваторії (США) астроном Едуард Барнард 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 з хмарою міжзоряного газу або усередині нього 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 частки - порошини розмірами близько 1 мкм і менше, які поглинають світло далеких зірок. Тому-то холодне хмара і здається темним В«провалом у небіВ». Детальне вивчення Чумацького шляху показало, що дуже часто такі В«провалиВ» зустрічаються в областях зореутворення, подібних туманностей Оріона.
У 1946 р. 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 в 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. p> Після відкриття глобул з'явилося переконання, що стискаються 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 міжзоряне середовище: за 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 роки 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% (за масою) 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 площині 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 у десятки парсек, а масою в сотні і тисячі мас Сонця. Щільність газу в них порядку 100 атомів на кубічний сантиметр, температура біля -200 В° С. Виявилося, що критичні маса і радіус Джинса за таких умов майже збігаються з масою і радіусом самих хмар, а це означає, що вони готові до колапсу. Але головне відкриття було ще попереду. p> Астрономи підозрювали, що при відносно високій щільності і низькій температурі, що панує в міжзоряних хмарах, частина речовини повинна об'єднуватися в молекули. У 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 (Н 2 ). 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 гліцерину.
Як з'ясувалося, близько половини міжзоряного газу утримується в молекулярних хмарах. Їх щільність у сотні разів більше, ніж у хмар атомарного водн...
