Виникнення зір
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.
Життя чорної хмариМолекулярні 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 частини, кожна з яких продовжує самостійний стиск.
При колапсі зростають температура і тиск газу, що перешкоджає подальшому збільшенню щільності. Але поки хмара залишається прозорою для випромінювання, вона легко охолоджується і стиск не припиняється. Велику роль надалі грає космічна пилюка. Хоча по масі вона складає усього 1% міжзоряної речовини, це дуже важливий його компонент. У темних хмарах порошини поглинають енергію газу і переробляють її в інфрачервоне випромінювання, що легко покидає хмару, забираючи надлишки тепла. Нарешті через збільшення щільності окремих фрагментів хмари газ стає менше прозорим. Охолодження затруднюється, і зростаючий тиск зупиняє колапс. У майбутньому з кожного фрагмента утвориться зірка, а усе разом вони складуть групу молодих зірок у надрах молекулярної хмари.
Колапс щільної частини хмари в зірку, а частіше - у групу зірок продовжується декілька мільйонів років (порівняно швидко по космічних масштабах). Новонароджені зірки розігрівають навколишній газ, і під дією високого тиску залишки хмари розлітаються. Саме цей етап ми бачимо в туманності Оріона. Але по сусідству з ній продовжується формування майбутніх поколінь зірок. Для світла ці області цілком непрозорі і спостерігаються тільки за допомогою інфрачервоних і радіотелескопів.