NHỮNG NGÔI SAO ĐƯỢC TẠO THÀNH TỪ CÁI GÌ?
Hecsen còn phát hiện ra trên nền của dải Ngân Hà những ''vết sụt'' tối đen mà ông gọi là ''những cái hố trên trời''. Cuối thế kỉ XIX tại đài thiên văn Lick (Mỹ) nhà thiên văn Etuôt Banơt bắt đầu chụp ảnh bầu trời một cách có hệ thống. Năm 1913 ông tìm thấy khoảng 200 tinh vân tối. Theo ý kiến ông, chúng là những đám mây chứa vật chất hấp thụ ánh sáng, chứ hoàn toàn không phải là khoảng cách giữa các ngôi sao như Hecsen đã nghĩ.
Giả thuyết này đã được khẳng định. Khi ở bên cạnh một đám mây khí giữa các sao hoặc trong lòng mây khí không có sao nóng, thì khí vẫn nguội và không chiếu sáng. Nếu như mây chỉ chứa toàn khí thì có thể không nhận ra nó. Nhưng ngoài khí ra trong môi trường giữa các vì sao còn có các hạt nhỏ rắn với khối lượng không lớn lắm (khoảng l % khối lượng), đó là các hạt bụi nhỏ với kích thước khoảng 1mm và nhỏ hơn, đã hấp thụ ánh sáng của những ngôi sao xa. Chính vì vậy mây lạnh có vẻ là ''chỗ sụt tối đen trên trời''. Sự nghiên cứu chi tiết Ngân Hà chỉ ra rằng rất thường gặp những “chỗ sụt” như vậy trong vùng hình thành các ngôi sao, giống như tinh vân Thợ Săn.
Năm 1946 nhà thiên văn người Mỹ Bat Bốc đã phát hiện trên nền những tinh vân sáng NGC 2237 ở chòm sao Kỳ Lân và NGC 6611 ở chòm sao Lá chắn những vết đen nhỏ mà ông gọi là các hạt cầu (globule). Kích thước của chúng từ 0,0l đến l pc. Chúng làm lu mờ ánh sáng của những ngôi sao nằm phía sau chúng quãng hàng chục, hàng trăm lần. Điều đó nghĩa là vật chất của các hạt cầu có mật độ đặc hơn hàng nghìn lần khí bao quanh chúng. Khối lượng của chúng đước ước lượng trong phạm vi từ 0,01 đến 100 lần khối lượng Mặt Trời.
Sau khi phát hiện ra các hạt cầu thì xuất hiện quan điểm rằng những đám mây co lại của vật chất tiền sao đã đước tìm thấy, rằng chính chúng là tiền thân trực tiếp của những ngôi sao: Nhưng sau đó không lâu người ta đã nhận ra rằng kết luận này là vội vã.
Vấn đề ở chỗ là kính thiên văn quang học không cho những hình dung đầy đủ về môi trường giữa các sao: nhờ kính này chúng ta chỉ nhìn thấy những đám mây nóng được nung bởi những ngôi sao nóng (như tinh vân Thợ Săn) hoặc những hạt cầu nhỏ màu tối trên nền sáng. Cả loại này và loại kia là những sự hình thành hiếm hoi. Chỉ có kính thiên văn vô tuyến chế tạo vào những năm 50 mới cho phép phát hiện ra hyđrô nguyên tử, lấp đầy hầu như toàn bộ không gian giữa các sao theo sự bức xạ ở vạch 21 cm. Đó là khí rất loãng: khoảng một nguyên tử trong một xăngtimet khối không gian (theo thước đo của các phòng thí nghiệm trên Trái Đất thì đó là độ chân không cực kỳ cao!). Nhưng vì kích thước Thiên Hà rất lớn nên trong nó có khoảng 8 tỉ khối lượng Mặt Trời là khí giữa các sao hoặc xấp xỉ 5% toàn bộ khối lượng của nó. Khí giữa các sao có hơn 67% (theo khối lượng) cấu tạo tù hyđrô, 28% từ hêli và dưới 5% là từ tất cả các nguyên tố còn lại, mà nhiều nhất trong số đó là ôxy cacbon và nitơ.
Khí giữa các sao đặc biệt nhiều gần mặt phẳng của Thiên Hà. Hầu như tất cả khí tập trung ở một lớp có độ dày 600 năm ánh sáng và đường kính khoảng 30 kpc, hoặc 100000 năm ánh sáng (đó là đường kính của của Thiên Hà).
Nhưng ngay cả trong một lớp mỏng như vậy khí phân bố cũng không đều. Nó tập trung ở các nhánh xoắn của Thiên Hà và ở đó chia sẻ ra thành những đám mây lớn riêng biệt kéo dài hàng parsec và thậm chí hàng chục parsec và khối lượng gấp hàng trăm hàng nghìn lần khối lượng Mặt Trời. Mật độ khí trong đó có khoảng l00 nguyên tử trong một xăngtimet khối, nhiệt độ khoảng -200oC. Hóa ra là khối lượng và đường kính tới hạn Ginxơ trong những điều kiện như vậy gần như trùng với khối lượng và đường kính của chính các đám mây và điều đó có nghĩa là chúng đã sẵn sàng suy sập. Nhưng phát hiện cơ bản vẫn còn ở phía trước.
Những nhà thiên văn hồ nghi rằng ở mật độ tương đối cao và nhiệt độ thấp ngự trị ở các đám mây giữa các sao, một phần vật chất phải hợp nhất thành các phân tử. Trong trường hợp này phần quan trọng nhất của môi trường giữa các sao không thể quan sát được trong phạm vi dải quang học.
Những quan sát tia tử ngoại từ vệ tinh và tên lửa, bắt đầu từ năm 1970 cho phép phát hiện ra phân tử cơ bản của môi trường giữa các sao là phân tử hyđrô (H2). Còn khi quan sát không gian giũa các sao bằng kính thiên văn vô tuyến ở dải sóng xăngtimet và milimet đã phát hiện được hàng chục phân tử khác đôi khi rất phức tạp chứa đến 13 nguyên tử. Trong số chúng có các phân tử nước, amôniac, fọrmalđêhit, rượu etil, thậm chí cả axit min glixin.
Sau đó đã thấy rằng khoảng một nửa số khí giữa các sao có trong các đám mây phân tử. Mật độ của chúng nhiều hon hàng trăm lần so với những đám mây hyđrô nguyên tử còn nhiệt độ chỉ cao hơn độ không tuyệt đối vài độ. Chính trong những điều kiện như vậy phát sinh ra sự tăng mật độ riêng biệt không bền vững đối với co cụm hấp dẫn trong đám mây có khối lượng cỡ bằng khối lượng Mặt Trời và sự hình thành những ngôi sao đã có thể xảy ra.
Phần lớn những đám mây phân tử được ghi nhận chỉ nhờ bức xạ vô tuyến. Tuy nhiên một số đám đã được các nhà thiên văn biết đến từ lâu ví dụ tinh vân tối Bao Than, nhìn thấy rõ trong mắt thường ở phần phía nam của giải Ngân Hà. Đường kính đám mây này là 12 parsec, nhưng trông nó lớn vì nó xa chúng ta chỉ có 150 parsec. Khối lượng của nó vào quãng 5000 khối lượng Mặt Trời và kích thước khoảng 60 pc. Chính trong những đám mây phân tử khổng lồ như vậy (trong Thiên Hà chúng có tới vài nghìn) có những lò tạo sao chủ yếu. Các vùng tạo sao gần chúng ta nhất là những đám mây tối trong các chòm sao Con Trâu và Xà Phu. Xa hơn nữa là một tổ hợp lớn các đám mây trong chòm sao Thợ Săn.
