Các đám mây phân tử được gọi như vậy bởi vì chúng có mật độ đủ để hỗ trợ sự hình thành các phân tử, phổ biến nhất là H2 phân tử. Mật độ của chúng cũng khiến chúng trở thành địa điểm lý tưởng cho sự hình thành sao mới - và nếu sự hình thành sao phổ biến trong một đám mây phân tử, chúng ta có xu hướng đặt cho nó danh hiệu ít chính thức hơn về vườn ươm sao.
Theo truyền thống, sự hình thành sao rất khó nghiên cứu vì nó diễn ra trong những đám mây bụi dày. Tuy nhiên, việc quan sát bức xạ hồng ngoại xa và milimet phát ra từ các đám mây phân tử cho phép thu thập dữ liệu về các vật thể sao, ngay cả khi chúng có thể được nhìn thấy trực tiếp. Dữ liệu này được rút ra từ phân tích quang phổ - trong đó các vạch phổ của carbon monoxide đặc biệt hữu ích trong việc xác định nhiệt độ, mật độ và động lực học của các vật thể sao.
Bức xạ hồng ngoại và cận milimet có thể bị hấp thụ bởi hơi nước trong bầu khí quyển Trái đất, khiến cho thiên văn học ở những bước sóng này khó đạt được từ mực nước biển - nhưng tương đối dễ dàng từ độ ẩm thấp, các vị trí cao như Đài thiên văn Mauna Kea ở Hawaii.
Simpson và cộng sự đã thực hiện một nghiên cứu dưới milimet của đám mây phân tử L1688 ở Ophiuchus, đặc biệt tìm kiếm các lõi protostellar với các đỉnh kép không đối xứng màu xanh lam (BAD) - báo hiệu rằng một lõi đang trải qua giai đoạn đầu tiên của sự sụp đổ lực hấp dẫn để tạo thành một protostar. Một đỉnh BAD được xác định thông qua các ước tính dựa trên Doppler về độ dốc vận tốc khí trên một vật thể. Tất cả những thứ thông minh này được thực hiện thông qua Kính viễn vọng James Clerk Maxwell ở Mauna Kea, sử dụng ACSIS và HARP - Hệ thống hình ảnh quang phổ tự động tương quan và Chương trình thu mảng Heterodyne.
Vật lý của sự hình thành sao không hoàn toàn được hiểu. Nhưng, có lẽ là do sự kết hợp của lực tĩnh điện và nhiễu loạn trong một đám mây phân tử, các phân tử bắt đầu tập hợp thành các khối có thể hợp nhất với các cụm liền kề cho đến khi có một tập hợp vật chất đủ lớn để tự tạo ra trọng lực.
Từ thời điểm này, trạng thái cân bằng thủy tĩnh được thiết lập giữa trọng lực và áp suất khí của vật thể sao - mặc dù càng nhiều vật chất được bồi đắp, tự trọng lực càng tăng. Các vật thể có thể được duy trì trong phạm vi khối lượng Bon-Ebert - nơi các vật thể lớn hơn trong phạm vi này nhỏ hơn và dày đặc hơn (Áp suất cao trong sơ đồ). Nhưng khi khối lượng tiếp tục tăng lên, Giới hạn không ổn định của quần jean đạt được khi áp suất khí không còn có thể chịu được sự sụp đổ của lực hấp dẫn và vật chất ’xâm nhập vào cơ thể để tạo ra một lõi nguyên mẫu dày đặc, nóng.
Khi nhiệt độ lõi Lõi đạt tới 2000 Kelvin, H2 và các phân tử khác tách ra để tạo thành một plasma nóng. Lõi chưa đủ nóng để điều khiển phản ứng tổng hợp nhưng nó tỏa nhiệt - thiết lập trạng thái cân bằng thủy tĩnh mới giữa bức xạ nhiệt bên ngoài và lực hấp dẫn bên trong. Tại thời điểm này, đối tượng bây giờ chính thức là một người bảo vệ.
Bây giờ là một trung tâm lớn của khối lượng, người bảo vệ có khả năng vẽ một đĩa bồi tụ hoàn cảnh xung quanh nó. Khi nó tích tụ nhiều vật liệu hơn và mật độ lõi cốt lõi tăng hơn nữa, phản ứng tổng hợp deuterium bắt đầu trước tiên - tiếp theo là phản ứng tổng hợp hydro, tại đó một ngôi sao trình tự chính được sinh ra.
Đọc thêm: Simpson et al Các điều kiện ban đầu của sự hình thành sao bị cô lập - X. Một sơ đồ tiến hóa được đề xuất cho lõi sao.
