A molekuláris felhőket azért nevezzük, mert elegendő sűrűséggel rendelkeznek a molekulák, leggyakrabban H képződésének elősegítésére2 molekulákat. Sűrűségük ideális helyekké is teszi őket az új csillagképződés szempontjából - és ha a csillagképződés elterjedt egy molekuláris felhőben, akkor inkább a csillagoktatási intézmény kevésbé formális címét adjuk neki.
A csillagképződést hagyományosan nehéz tanulmányozni, mivel vastag porfelhőkben zajlik le. A molekuláris felhőkből kilépő távoli infravörös és félmilliméteres sugárzás megfigyelése azonban lehetővé teszi az adatok gyűjtését a presztelláris tárgyakról, még akkor is, ha azokat nem lehet közvetlenül megjeleníteni. Ezeket az adatokat spektroszkópiai elemzésből nyerik - ahol a szén-monoxid spektrális vonalai különösen hasznosak a csillagok tárgyainak hőmérsékletének, sűrűségének és dinamikájának meghatározásában.
A távoli infravörös és félmilliméteres sugárzást elnyeli a vízgőz a Föld légkörében, és ezen a hullámhosszon a csillagászatot nehezen lehet elérni a tengerszint feletti magasságtól -, viszont viszonylag egyszerű az alacsony páratartalom és a magas tengerszint feletti helyek, például a Hawaii Mauna Kea Obszervatórium számára.
Simpson és munkatársai az L1688 molekuláris felhő részének egy milliméteres vizsgálatát végezték Ophiuchusban, különös tekintettel a kék aszimmetrikus kettős (BAD) csúcsokkal rendelkező prócskénti magokra, amelyek jelzik, hogy egy mag a gravitációs összeomlás első szakaszaiban él, és így protostar képződik. A BAD-csúcsot az objektumon belüli gázsebesség-gradiensek Doppler-alapú becslései alapján azonosítják. Mindezeket az okos dolgokat a James Clerk Maxwell távcső segítségével, Mauna Kea-ban, az ACSIS és a HARP - az automatikus korrelációs spektrális képalkotó rendszer és a Heterodyne Array Receiver Program segítségével hajtjuk végre.
A csillagképződés fizikáját nem értjük teljesen. De valószínűleg az elektrosztatikus erők és a molekuláris felhőben fellépő turbulencia kombinációjának következtében a molekulák csomókká kezdnek aggregálódni, amelyek talán összeolvadnak a szomszédos csomókkal, amíg nem áll rendelkezésre olyan anyaggyűjtemény, amely elegendő ahhoz, hogy az ön gravitációját megteremtse.
Ettől a ponttól kezdve hidrosztatikus egyensúly alakul ki a gravitáció és a prestellar tárgy gáznyomása között - bár minél több anyag kerül felvitelre, az ön gravitáció növekszik. Az objektumok fenntarthatók a Bonnor-Ebert tömegtartományon belül - ahol ezen a tartományon belül a nagyobb tömegű tárgyak kisebbek és sűrűbbek (Magas nyomású az ábrán). De ahogy a tömeg tovább növekszik, akkor eléri a Farmer instabilitási határértéket, ahol a gáznyomás már nem képes ellenállni a gravitációs összeomlásnak és az anyagcseppeknek, hogy sűrű, forró, csillagképes magot hozzon létre.
Amikor a mag hőmérséklete eléri a 2000 Kelvin, H értéket2 és más molekulák disszociálódnak és forró plazmát képeznek. A mag még nem elég meleg ahhoz, hogy a fúzióhoz vezetjen, de sugárzza a hőt - új hidrosztatikus egyensúlyt teremt a külső hő sugárzás és a belső gravitációs húzás között. Ezen a ponton az objektum hivatalosan protostár.
Most, hogy a tömeg jelentős központja, a protostár valószínűleg körkörös akkumulációs korongot húz körül. Mivel több anyag halmozódik fel, és a mag sűrűsége tovább növekszik, először a deutérium-fúzió kezdődik - ezt követően hidrogén-fúzió következik, amelyen egy fő szekvencia csillag születik.
További irodalom: Simpson és munkatársai Az izolált csillagképződés kezdeti feltételei - X. Egy presteláris magok javasolt evolúciós diagramja.
