Як з'являються зірки, такі, як Сонце? Які фундаментальні процеси відповідають за те, що темне дифузне міжзоряний хмара, що складається з газу і пилу, стає набагато більш щільним світиться об'єктом? Астрономи з США та Європейської південної обсерваторії зробили важливий крок на шляху до розуміння цього фундаментального питання астрономії. Вони провели детальні дослідження внутрішньої структури малого міжзоряного хмари, відомого під назвою Barnard 68 (B68).
Поточна структура цієї хмари підтримується тими ж самими законами фізики, які діють і в разі зірок. Хмара знаходиться в тимчасовому стані рівноваги, коли внутрішні сили гравітації протидіють тиску газу. Але ця ситуація не може зберігатися довго.
Якщо рівновага в такому хмарі порушується, воно починає стискатися і перетворюється в так звану протозірку. У міру стиснення щільність і температура в хмарі зростають, а разом з ними зростає і опір стисненню. Якщо маса протозвезди невелика, її колапс може на якомусь етапі зупинитися. При цьому утворюється газова куля невеликих розмірів, який називається коричневим карликом. Більш масивна протозвезда розвивається інакше. На певному етапі стиснення щільність і температура в її центрі зростають до такої міри, що тут починається термоядерна реакція.
З цього моменту зірку можна вважати народилася. Такі зірки, оточені залишками газу і пилу, з яких вони утворилися, спостерігаються в багатьох щільних газовопилевих хмарах в нашій та інших галактиках. Якщо протозвездной хмара оберталося з великою швидкістю, залишки газу і пилу утворюють у молодої зірки диск, з якого згодом може утворитися планетна система.
Добре розуміння процесів народження зірок і планетних систем тісно пов'язане з детальним знанням і розумінням умов всередині холодних темних міжзоряних хмар. Однак такі хмари світлонепроникності, і їх фізична структура залишалася загадкою протягом усього того часу, як стало відомо про їхнє існування. Наступні фази народження з такого хмари зірки відомі набагато краще.
Отримані в ході досліджень хмари В68 результати змінили цю ситуацію. За допомогою нової наглядової методики дослідники отримали можливість детального зондування внутрішньої структури хмари. Виявлено, що середня щільність монотонно збільшується до центру. Це узгоджується з теоретичною моделлю, в якій в ізольованому сферичному газовому хмарі з деякою температурою його власні сили гравітації врівноважують внутрішнє теплове тиск. Маючи точне фізичне опис структури, з дуже високою точністю (близько 3%) можна визначити основні параметри хмари, такі, як його розмір і співвідношення газу і пилу.
Нова спостережна методика заснована на вимірі випромінювання зірок, що знаходяться позаду хмари. Проходячи через хмару, випромінювання поглинається і розсіюється частками пилу. Цей ефект залежить від кольору (довжини хвилі), і зірки стають більш червоними, ніж насправді. Він також пропорційний кількості затеняющего матеріалу, і, отже, найбільшим виявляється для тих зірок, які розташовані позаду центральної частини хмари. Вимірюючи ступінь почервоніння зірок, які спостерігаються крізь різні області хмари, можна отримати таблицю розподілу пилу в хмарі.
Але отримання такого розподілу є складним завданням, так як навіть малі хмари настільки світлонепроникності, що крізь них можна спостерігати дуже небагато фонових зірок. Тільки великі телескопи і високочутливі прилади здатні виявити достатню кількість зірок для того, щоб можна було досягти значних результатів.