Molekyylipilviä kutsutaan niin, koska niiden tiheys on riittävä tukemaan molekyylien, yleisimmin H: n, muodostumista2 molekyylejä. Niiden tiheys tekee niistä myös ihanteelliset paikat uusien tähtien muodostumiselle - ja jos tähtien muodostuminen on yleistä molekyylipilvessä, meillä on taipumus antaa sille tähtitarhojen vähemmän muodollinen otsikko.
Tähtien muodostumista on perinteisesti ollut vaikea tutkia, koska se tapahtuu paksujen pölypilvien sisällä. Molekyylipilvistä tulevan kauko-infrapuna- ja alle millimetrisäteilyn havaitseminen antaa kuitenkin mahdollisuuden kerätä tietoja prestellaarisista esineistä, vaikka niitä ei voida suoraan visualisoida. Tällaiset tiedot on saatu spektroskopisesta analyysistä - jossa hiilimonoksidin spektrin viivat ovat erityisen hyödyllisiä määrittäessään esiteltyjen esineiden lämpötilaa, tiheyttä ja dynamiikkaa.
Maan ilmakehän vesihöyry voi absorboida kauko-infrapuna- ja alle millimetrisäteilyn, mikä tekee tähtitiedestä näillä aallonpituuksilla vaikeaa saavuttaa merenpinnan yläpuolella - mutta suhteellisen helppoa matalan kosteuden ja korkeiden paikojen, kuten Mauna Kean observatorion, Havaijilla.
Simpson et ai. Suorittivat alle millimetrisen tutkimuksen Ophiuchus-molekyylipilvestä L1688 etsimällä etenkin ensisijaisia ytimiä, joilla on siniset epäsymmetriset kaksois (BAD) piikit - mikä merkitsee, että ytimessä on meneillään gravitaation romahtamisen ensimmäiset vaiheet protostarin muodostamiseksi. BAD-piikki tunnistetaan Doppler-pohjaisilla arvioilla kaasun nopeusgradienteista objektin yli. Kaikki nämä älykkäät asiat tehdään James Clerk Maxwellin teleskoopin kautta Mauna Keassa, käyttämällä ACSIS: ää ja HARP: ta - automaattikorrelaatiopektrikuvajärjestelmää ja Heterodyne Array -vastaanotinohjelmaa.
Tähtien muodostumisen fysiikkaa ei ymmärretä täysin. Mutta oletettavasti sähköstaattisten voimien ja turbulenssin yhdistelmästä molekyylipilven sisällä, molekyylit alkavat aggregoitua kohoumiksi, jotka mahdollisesti sulautuvat vierekkäisten kohoumien kanssa, kunnes on olemassa materiaalikokoelma, joka on riittävän olennainen itsegravitaation tuottamiseksi.
Tästä kohdasta muodostuu hydrostaattinen tasapaino prestellaarisen esineen painovoiman ja kaasunpaineen välille - vaikkakin enemmän ainetta lisääntyy, omapaino lisääntyy. Esineitä voidaan ylläpitää Bonnor-Ebert-massaalueella - missä tämän alueen massiivisemmat esineet ovat pienempiä ja tiheämpiä (Korkeapaine kaaviossa). Mutta kun massa jatkaa kiihtymistä, farmaseuttisten epävakausraja saavutetaan, kun kaasun paine ei enää kestä sietävän painovoimaista romahtamista ja aiheuttaneen "putouksia", jotta saadaan aikaan tiheä, kuuma ensisijainen ydin.
Kun ytimen lämpötila saavuttaa 2000 Kelvin, H2 ja muut molekyylit dissosioituvat muodostaen kuuma plasma. Ydin ei ole vielä tarpeeksi kuuma fuusion aikaansaamiseksi, mutta se säteilee lämpöä - muodostaen uuden hydrostaattisen tasapainon ulospäin suuntautuvan lämpösäteilyn ja sisäänpäin suuntautuvan painovoiman välille. Tässä vaiheessa esine on nyt virallisesti protostar.
Koska protostari on nyt huomattava massakeskittymä, se todennäköisesti piirtää ympyrätähden lisäyslevyn sen ympärille. Kun se lisää enemmän materiaalia ja ytimen tiheys kasvaa edelleen, alkaa ensin deuteriumfuusio - jota seuraa vetyfuusio, jolloin syntyy pääsekvenssitähti.
Lisätietoja: Simpson et al. Eristetyn tähden muodostumisen lähtöolosuhteet - X. Ehdotettu evoluutiokaavio prestellaarisille ytimille.
