Gázporfelhők - csillagok - az űrhajósok enciklopédiája
Hogyan jelennek meg a csillagok, például a Nap? Milyen alapvető folyamatok felelősek a tényért, hogy egy sötét, diffúz csillagközi felhő, amely gázból és porból áll, sokkal sűrűbb fénylő tárgyává válik? Az Egyesült Államok és az Európai Déli Obszervatórium csillagászai fontos lépést tettek a csillagászat ezen alapvető kérdésének megértése felé. Részletesen tanulmányozták a Barnard 68 (B68) néven ismert kis csillagközi felhő belső szerkezetét.
A felhő jelenlegi struktúráját ugyanazok a fizikai törvények támogatják, amelyek a csillagok esetében hatnak. A felhő átmeneti egyensúlyi állapotban van, amikor a belső gravitációs erők ellensúlyozzák a gáz nyomását. De ez a helyzet nem tarthat sokáig.
Ha az ilyen felhőben lévő egyensúly megsértése megkezdődik, az úgynevezett protostárgá válik. Ahogy a sűrítés nő, a sűrűség és a hőmérséklet a felhőben nő, és velük együtt nő a kompresszióval szembeni ellenállás is. Ha a protostar tömege kicsi, összeomlása bizonyos fokig megállhat. Kis méretű golyó alakul ki, amelyet barna törpenek neveznek. Egy masszív protostár alakul másképp. A tömörítés bizonyos szakaszában a sűrűség és a hőmérséklet középpontja olyan mértékben növekszik, hogy itt kezdődik a termonukleáris reakció.
Ettől a pillanattól kezdve a csillag születettnek tekinthető. Azok a csillagok, amelyeket a gáz és a por maradványai vesznek körül, amelyekből kialakultak, sok sűrű gáz-porfelhőben figyelik meg mi és más galaxisokban. Ha Protostar felhő nagy sebességgel forog, a továbbra is a gáz és por formában egy fiatal csillag lemezt, amelyből később alkotják a bolygórendszer.
A csillagok és a bolygórendszerek születési folyamatainak jó megértése szorosan összefügg a hideg, sötét csillagközi felhőkön belüli körülmények részletes ismerete és megértése között. Az ilyen felhők azonban átlátszatlanok, és fizikai struktúrájuk egész idő alatt rejtély maradt, amint ismertté vált a létezésükről. A csillag egy ilyen felhőjéből következő születési fázisok sokkal jobban ismertek.
A B68 felhő vizsgálata során kapott eredmények megváltoztatták ezt a helyzetet. Egy új megfigyelési technika segítségével a kutatók alaposan megvizsgálták a felhő belső szerkezetét. Megállapítottuk, hogy az átlagos sűrűség monotonikusan növekszik a középpont felé. Ez összhangban van az elméleti modell, amelyben a belső termikus egyensúlyt a nyomás az izolált gömb alakú gáz felhő hőmérsékletű saját gravitációja. A pontos fizikai leírása a szerkezet, igen nagy pontossággal (körülbelül 3%), lehetséges, hogy meghatározza az alapvető paramétereket a felhő, mint például a mérete, és az arány a gáz és a por.
Egy új megfigyelési technika a csillagok sugárzásának mérésére szolgál a felhő mögött. A felhőn keresztül a sugárzás felszívódik és por porrészecskék szétszóródnak. Ez a hatás a színtől (hullámhossz) függ, és a csillagok vörösebbek lesznek, mint valójában. Ugyancsak arányos az árnyékolóanyag mennyiségével, ezért a legnagyobb a csillagok központi eleme mögött található csillagok számára. A különböző felhő-régiókon megfigyelt csillagok kipirosodásának mértékét fel lehet mérni a felhőben lévő poreloszlás táblázata alapján.
De egy ilyen elosztás megszerzése nehéz feladat, hiszen még a kis felhők is olyan áttetszőek, hogy rájuk kevés háttérzene látszik. Csak nagy teleszkópok és rendkívül érzékeny műszerek képesek elegendő számú csillag észlelésére, hogy jelentős eredményeket érjenek el.