Τα μοριακά σύννεφα ονομάζονται έτσι επειδή έχουν επαρκή πυκνότητα για να υποστηρίξουν το σχηματισμό μορίων, συνήθως H2 μόρια. Η πυκνότητά τους τις καθιστά επίσης ιδανικές τοποθεσίες για νέο σχηματισμό αστεριών - και εάν ο σχηματισμός αστεριών κυριαρχεί σε ένα μοριακό σύννεφο, τείνουμε να του δώσουμε τον λιγότερο επίσημο τίτλο του αστρικού φυτωρίου.
Παραδοσιακά, ο σχηματισμός αστεριών ήταν δύσκολο να μελετηθεί καθώς λαμβάνει χώρα μέσα σε πυκνά σύννεφα σκόνης. Ωστόσο, η παρατήρηση ακτινοβολίας υπέρυθρων ακτίνων και χιλιοστομέτρων που προέρχεται από μοριακά σύννεφα επιτρέπει τη συλλογή δεδομένων σχετικά με τα προμετρικά αντικείμενα, ακόμη και αν δεν μπορούν να οπτικοποιηθούν άμεσα. Τέτοια δεδομένα προέρχονται από φασματοσκοπική ανάλυση - όπου οι φασματικές γραμμές μονοξειδίου του άνθρακα είναι ιδιαίτερα χρήσιμες για τον προσδιορισμό της θερμοκρασίας, της πυκνότητας και της δυναμικής των προστερικών αντικειμένων.
Η ακτινοβολία με υπέρυθρη ακτινοβολία και το μικρόμετρο μπορεί να απορροφηθεί από υδρατμούς στην ατμόσφαιρα της Γης, καθιστώντας δύσκολη την αστρονομία σε αυτά τα μήκη κύματος από την επιφάνεια της θάλασσας - αλλά σχετικά εύκολη από περιοχές χαμηλής υγρασίας και μεγάλου υψομέτρου, όπως το Παρατηρητήριο Mauna Kea στη Χαβάη.
Οι Simpson et al πραγματοποίησαν μια μελέτη για το μοριακό νέφος L1688 στο Ophiuchus, με ιδιαίτερη έρευνα, αναζητώντας πρωτότυπους πυρήνες με μπλε ασύμμετρες διπλές κορυφές (BAD) - που σηματοδοτούν ότι ένας πυρήνας διέρχεται τα πρώτα στάδια της βαρυτικής κατάρρευσης για να σχηματίσει ένα πρωτόστατο. Η αιχμή BAD αναγνωρίζεται μέσω εκτιμήσεων που βασίζονται στο Doppler των βαθμίδων ταχύτητας αερίου σε ένα αντικείμενο. Όλα αυτά τα έξυπνα πράγματα γίνονται μέσω του Τηλεσκοπίου James Clerk Maxwell στο Mauna Kea, χρησιμοποιώντας ACSIS και HARP - το σύστημα αυτόματης συσχέτισης φασματικής απεικόνισης και το πρόγραμμα δέκτη συστοιχιών Heterodyne Array.
Η φυσική του σχηματισμού αστεριών δεν είναι πλήρως κατανοητή. Όμως, πιθανώς λόγω ενός συνδυασμού ηλεκτροστατικών δυνάμεων και στροβιλισμού μέσα σε ένα μοριακό νέφος, τα μόρια αρχίζουν να συσσωρεύονται σε συσσωματώματα που ίσως συγχωνεύονται με γειτονικές συστάδες έως ότου υπάρξει μια συλλογή υλικού αρκετά σημαντική για να δημιουργήσει αυτο-βαρύτητα.
Από αυτό το σημείο, δημιουργείται μια υδροστατική ισορροπία μεταξύ της βαρύτητας και της πίεσης του αερίου του προθάλαμου αντικειμένου - αν και όσο αυξάνεται η ύλη, η αυτοβαρύτητα αυξάνεται. Τα αντικείμενα μπορούν να διατηρηθούν εντός του εύρους μάζας Bonnor-Ebert - όπου πιο ογκώδη αντικείμενα σε αυτό το εύρος είναι μικρότερα και πυκνότερα (Υψηλή πίεση στο διάγραμμα). Όμως, καθώς η μάζα συνεχίζει να ανεβαίνει, το όριο αστάθειας τζιν επιτυγχάνεται όπου η πίεση του αερίου δεν μπορεί πλέον να αντέξει τη βαρυτική κατάρρευση και η ύλη «εισβάλλει» για να δημιουργήσει έναν πυκνό, ζεστό πρωτότυπο πυρήνα.
Όταν η θερμοκρασία του πυρήνα φτάσει τα 2000 Kelvin, H2 και άλλα μόρια διαχωρίζονται για να σχηματίσουν ένα θερμό πλάσμα. Ο πυρήνας δεν είναι ακόμα αρκετά ζεστός για να οδηγήσει τη σύντηξη, αλλά ακτινοβολεί τη θερμότητα του - δημιουργώντας μια νέα υδροστατική ισορροπία μεταξύ θερμικής ακτινοβολίας προς τα έξω και έλξης προς τα μέσα βαρύτητας. Σε αυτό το σημείο το αντικείμενο είναι πλέον επίσημα ένα πρωτόσταρ.
Όντας τώρα ένα σημαντικό κέντρο μάζας, το πρωτόστρωμα είναι πιθανό να σχεδιάσει έναν περιστασιακό δίσκο αύξησης γύρω από αυτό. Καθώς συγκεντρώνει περισσότερο υλικό και η πυκνότητα του πυρήνα αυξάνεται περαιτέρω, η σύντηξη δευτερίου αρχίζει πρώτα - ακολουθούμενη από σύντηξη υδρογόνου, οπότε γεννιέται ένα κύριο αστέρι ακολουθίας.
Περαιτέρω ανάγνωση: Simpson et al. Οι αρχικές συνθήκες του απομονωμένου σχηματισμού αστεριών - X. Ένα προτεινόμενο εξελικτικό διάγραμμα για προμορφικούς πυρήνες.
