Chmury molekularne są nazywane tak, ponieważ mają wystarczającą gęstość, aby wspierać tworzenie się cząsteczek, najczęściej H.2 molekuły. Ich gęstość czyni je również idealnymi miejscami do formowania się nowych gwiazd - a jeśli formowanie się gwiazd występuje w obłoku molekularnym, zwykle nadajemy mu mniej formalny tytuł gwiezdnego żłobka.
Tradycyjnie tworzenie gwiazd było trudne do zbadania, ponieważ zachodzi w gęstych obłokach pyłu. Jednak obserwacja promieniowania dalekiej podczerwieni i submilimetrowego wychodzącego z chmur molekularnych pozwala na gromadzenie danych o obiektach gwiazdowych, nawet jeśli nie można ich bezpośrednio wizualizować. Takie dane pochodzą z analizy spektroskopowej - w której linie widmowe tlenku węgla są szczególnie przydatne w określaniu temperatury, gęstości i dynamiki obiektów gwiazdowych.
Promieniowanie dalekiej podczerwieni i submilimetrowe może być pochłaniane przez parę wodną w atmosferze ziemskiej, co czyni astronomię na tych długościach fal trudną do osiągnięcia z poziomu morza - ale stosunkowo łatwą w miejscach o niskiej wilgotności na dużych wysokościach, takich jak Obserwatorium Mauna Kea na Hawajach.
Simpson i wsp. Przeprowadzili pod milimetrowe badanie chmury molekularnej L1688 w Ophiuchus, szczególnie szukając rdzeni protostellarnych z niebieskimi asymetrycznymi podwójnymi pikami (BAD) - które sygnalizują, że rdzeń przechodzi pierwsze etapy zapadania się grawitacji, tworząc protostar. Szczyt BAD jest identyfikowany poprzez oszacowania gradientów prędkości gazu w obiekcie na podstawie Dopplera. Wszystkie te sprytne rzeczy są wykonywane za pomocą Teleskopu Jamesa Clerk Maxwella w Mauna Kea, przy użyciu ACSIS i HARP - systemu autokorelacyjnego spektralnego obrazowania i programu odbiorczego układu heterodyny.
Fizyka formowania się gwiazd nie jest do końca poznana. Ale przypuszczalnie z powodu połączenia sił elektrostatycznych i turbulencji w obłoku molekularnym cząsteczki zaczynają się agregować w grudki, które być może łączą się z sąsiednimi grudkami, dopóki nie zgromadzi się wystarczająco dużo materiału, aby wygenerować grawitację.
Od tego momentu ustala się równowaga hydrostatyczna między grawitacją a ciśnieniem gazu obiektu gwiazdowego - chociaż wraz z gromadzeniem się większej ilości materii wzrasta grawitacja. Przedmioty mogą być utrzymywane w zakresie masy Bonnor-Ebert - gdzie bardziej masywne obiekty w tym zakresie są mniejsze i gęstsze (Wysokie ciśnienie na schemacie). Ale gdy masa nadal rośnie, Granica Niestabilności Dżinsa zostaje osiągnięta tam, gdzie ciśnienie gazu nie jest już w stanie wytrzymać zapaści grawitacyjnej i materia „zapada się”, tworząc gęsty, gorący rdzeń protogwiezdny.
Gdy temperatura rdzenia osiągnie 2000 kelwinów, H2 i inne cząsteczki dysocjują, tworząc gorące plazmy. Rdzeń nie jest jeszcze wystarczająco gorący, aby napędzać syntezę jądrową, ale promieniuje swoim ciepłem - ustanawiając nową równowagę hydrostatyczną między zewnętrznym promieniowaniem cieplnym a wewnętrznym przyciąganiem grawitacyjnym. W tym momencie obiekt jest teraz oficjalnie protostarem.
Będąc teraz znaczącym środkiem masy, protostar prawdopodobnie narysuje wokół niego tarczę akrecyjną. W miarę jak gromadzi się więcej materiału, a gęstość rdzenia dalej wzrasta, najpierw rozpoczyna się fuzja deuteru, a następnie fuzja wodoru, w którym to momencie rodzi się gwiazda o głównej sekwencji.
Dalsza lektura: Simpson i in. Początkowe warunki powstawania izolowanej gwiazdy - X. Sugerowany schemat ewolucyjny dla rdzeni gwiazdowych.
