Як з'являються зірки, такі, як Сонце? Які фундаментальні процеси відповідають за те, що темний дифузне міжзоряний хмара, що складається з газу і пилу, стає набагато більш щільним світиться об'єктом? Астрономи зі США та Європейської південної обсерваторії зробили важливий крок на шляху до розуміння цього фундаментального питання астрономії. Вони провели детальні дослідження внутрішньої структури малого міжзоряної 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 у 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 стискатись і перетворюється в так звану протозірку. У міру стиснення густина і температура в хмарі зростають, а разом з ними зростає і опір стисненню. Якщо маса протозірки невелика, її колапс може на якомусь етапі зупинитися. При цьому утворюється газова куля невеликих розмірів, який називається коричневим карликом. Більш масивна протозірка розвивається інакше. На певному етапі стиснення густина і температура в її центрі зростає до такого ступеня, що тут починається термоядерна реакція. З цього моменту зірку можна вважати народилася. Такі зірки, оточені залишками газу і пилу, з яких вони утворилися, спостерігаються у багатьох щільних газовопылевых хмарах в нашій та інших галактиках. Якщо протозвездное 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 светонепроницаемы, і їх фізична структура залишалася загадкою протягом усього того часу, як стало відомо про їх існування. Наступні фази народження з такої хмари зірки, відомі набагато краще.

Отримані в ході досліджень хмари В68 результати змінили цю ситуацію. З 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 фізичний 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 частинками пилу. Цей ефект залежить від кольору (довжини хвилі), і зірки стають 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, що спостерігаються крізь різні області хмари, можна отримати таблицю розподілу пилу в хмарі.

Але отримання такого розподілу є складним завданням, оскільки навіть малі хмари настільки светонепроницаемы, 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.