Виникнення зірок

У 1946 р. американський астроном Барт Бок виявив на фоні світлих туманностей NGC 2237 у Єдинорозі і NGC 6611 у Щиті маленькі чорні плями, що назвав глобулами. Розмір їх від 0, 01 до 1 пк. Вони послабляють світло лежачих за ними зірок у десятки і сотні разів. Це значить, що речовина глобул у тисячі разів щільніше навколишнього їхнього газу. Їхня маса оцінюється в межах від 0, 01 до 100 мас Сонця.

Після відкриття глобул з'явилося переконання, що хмари, що стискаються дозіркової матерії вже знайдені, що вони і є безпосередніми попередниками зірок. Але незабаром стала очевидною квапливість 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 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 біля 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% із гелію, і менше 5% припадає на всі інші елементи самі числені серед яких – кисень, вуглець і азот.

Міжзоряного газу особливо багато поблизу площини Галактики. Майже весь він зосереджений у прошарку товщиною 600 світлових років і діаметром біля 30 кпк або 100 тис. світлових років (це діаметр гапактичного диску). Але й у такому тонкому прошарку газ розподілений нерівномірно. Він концентрується в спіральних рукавах Галактики, а там розбитий на окремі значні 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 С. Виявилось, 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 царює в міжзоряних хмарах, частина речовини повинна об'єднуватися в молекули. У цьому випадку найважливіша частина міжзоряного середовища недоступна спостереженням в оптичному діапазоні.

Ультрафіолетові спостереження, які почалися у 1970 р., 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 їхньому числі молекули води, аміаку, формальдегіду, етилового спирту і навіть амінокислоти гліцирина.

Як з'ясувалося, біля половини міжзоряного газу утримується в молекулярних хмарах. Їхня щільність у сотні разом більше, ніж у хмар атомарного водню, а температура усього на декілька 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, утім, 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 біля 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 усього декілька тисяч) і розташовуються головні осередки формування зірок.

Найближчі до нас області зіркоутворень – це темні хмари в сузір'ях Тельця і Змієносця. Подалі розташований величезний комплекс хмар в Оріоні.

 

 

Молекулярні хмари улаштовані значно складніше, ніж знайомі нам хмари водяної пари в земній атмосфері. Зовні молекулярна хмара покрита товстим прошарком атомарного газу, оскільки проникаюче туди випромінювання зірок руйнує тендітні молекули. Але пилюка, що знаходиться в зовнішньому прошарку, поглинає випромінювання, і глибше, у темних надрах хмари, газ майже цілком складається з молекул.

Структура хмар постійно змінюється під дією взаємних сутичок, нагрівання зоряним випромінюванням, тиску міжзоряних магнітних полів. У різних частинах хмари щільність газу відрізняється в тисячу разів (у стільки ж разів вода щільніша кімнатного повітря). Коли щільність хмари (або окремої його частини) стає настільки великою, що гравітація переборює газовий тиск, хмара починає нестримно колапсувати. Розмір його зменшується усе швидше і швидше, а щільність росте. Невеличкі неоднорідності щільності в процесі колапсу посилюються, і в результаті хмара фрагментує, тобто розпадається на