Molekylære skyer kalles det fordi de har tilstrekkelig tetthet til å støtte dannelsen av molekyler, oftest H2 molekyler. Tettheten deres gjør dem også til ideelle steder for ny stjernedannelse - og hvis stjernedannelse er utbredt i en molekylær sky, har vi en tendens til å gi den den mindre formelle tittelen på stjernebarnehage.
Tradisjonelt har stjernedannelse vært vanskelig å studere ettersom den foregår i tykke støvskyer. Imidlertid kan observasjon av fjerninfrarød og sub-millimeter stråling som kommer ut av molekylære skyer, samles inn data om prestellare objekter, selv om de ikke kan visualiseres direkte. Slike data er hentet fra spektroskopisk analyse - der spektrale linjer av karbonmonoksid er spesielt nyttige for å bestemme temperaturen, tettheten og dynamikken til prestellare gjenstander.
Fjerninfrarød og sub-millimeter stråling kan tas opp av vanndamp i jordens atmosfære, noe som gjør astronomi på disse bølgelengdene vanskelig å oppnå fra havnivå - men relativt enkelt fra lav luftfuktighet, steder i høy høyde, som Mauna Kea-observatoriet på Hawaii.
Simpson et al gjennomførte en undermillimeterundersøkelse av molekylær skyen L1688 i Ophiuchus, særlig på jakt etter protostellare kjerner med blå asymmetriske doble topper (BAD) - som signaliserer at en kjerne gjennomgår de første stadiene av gravitasjonskollaps for å danne en protostar. En DÅRLIG topp er identifisert gjennom Doppler-baserte estimater av gasshastighetsgradienter over et objekt. Alt dette smarte er gjort via James Clerk Maxwell Telescope i Mauna Kea, ved å bruke ACSIS og HARP - Auto-Correlation Spectral Imaging System og Heterodyne Array Receiver Program.
Fysikken i stjernedannelse er ikke helt forstått. Men antagelig på grunn av en kombinasjon av elektrostatiske krefter og turbulens i en molekylær sky, begynner molekyler å samles til klumper som kanskje smelter sammen med tilstøtende klumper til det er en samling av materialer som er tilstrekkelig til å generere egengravitet.
Fra dette punktet etableres en hydrostatisk likevekt mellom tyngdekraften og gasstrykket til det prestellare objektet - selv om etter hvert som mer materie blir akkretert, øker egengraviteten. Gjenstander kan opprettholdes i Bonnor-Ebert-massesortimentet - der mer massive gjenstander i dette området er mindre og tettere (Høytrykk i diagrammet). Men når massen fortsetter å klatre, oppnås Jeans Instabilitetsgrensen der gasstrykket ikke lenger tåler gravitasjonskollaps og materie 'innfall' for å skape en tett, varm protostellar kjerne.
Når kjernens temperatur når 2000 Kelvin, H2 og andre molekyler dissosierer for å danne et varmt plasma. Kjernen er foreløpig ikke varm nok til å drive sammensmelting, men den utstråler varmen - og skaper en ny hydrostatisk likevekt mellom utvendig termisk stråling og innover gravitasjonstrekk. På dette tidspunktet er objektet nå offisielt en protostar.
Da det nå er et betydelig massesenter, vil protostaren sannsynligvis tegne en sirkumstellær akkresjonsskive rundt den. Etter hvert som den samler seg mer materiale og kjernens tetthet øker ytterligere, begynner deuteriumfusjon først - etterfulgt av hydrogensmelting, på hvilket tidspunkt en hovedsekvensstjerne blir født.
Videre lesning: Simpson et al. De første forholdene for isolert stjernedannelse - X. Et foreslått evolusjonsdiagram for prestellare kjerner.
