Молекулярные облака называются так, потому что они имеют достаточную плотность, чтобы поддерживать образование молекул, чаще всего H2 молекулы. Их плотность также делает их идеальными местами для образования новой звезды - и если звездообразование распространено в молекулярном облаке, мы склонны дать ему менее формальное название звездного питомника.
Традиционно образование звезд было трудно изучать, поскольку оно происходит в густых облаках пыли. Однако наблюдение за дальним инфракрасным и субмиллиметровым излучением, исходящим из молекулярных облаков, позволяет собирать данные о предзвездных объектах, даже если их нельзя непосредственно визуализировать. Такие данные взяты из спектроскопического анализа - где спектральные линии окиси углерода особенно полезны при определении температуры, плотности и динамики предзвездных объектов.
Дальнее инфракрасное и субмиллиметровое излучение может поглощаться водяным паром в атмосфере Земли, что затрудняет достижение астрономии на этих длинах волн от уровня моря, но относительно легко из-за низкой влажности и высокогорных мест, таких как обсерватория Мауна-Кеа на Гавайях.
Симпсон и др. Предприняли субмиллиметровое исследование молекулярного облака L1688 в Ophiuchus, особенно в поисках протозвездных ядер с голубыми асимметричными двойными (BAD) пиками - которые сигнализируют о том, что ядро проходит первые стадии гравитационного коллапса, чтобы сформировать протозвезду. Пик BAD определяется с помощью доплеровских оценок градиентов скорости газа по объекту. Все эти умные вещи делаются с помощью телескопа Джеймса Клерка Максвелла в Мауна-Кеа, с использованием ACSIS и HARP - системы автокорреляционной спектральной визуализации и программы Heterodyne Array Receiver.
Физика звездообразования не совсем понятна. Но, предположительно, из-за комбинации электростатических сил и турбулентности в молекулярном облаке, молекулы начинают собираться в сгустки, которые, возможно, сливаются с соседними сгустками, пока не будет накопление материала, достаточно существенного для генерации самогравитации.
С этого момента устанавливается гидростатическое равновесие между гравитацией и давлением газа в предзвездном объекте - хотя с увеличением количества вещества самогравитация увеличивается. Объекты могут поддерживаться в пределах диапазона масс Боннора-Эберта - где более массивные объекты в этом диапазоне меньше и плотнее (Высокое давление на диаграмме). Но поскольку масса продолжает расти, предел нестабильности Джинса достигается там, где давление газа больше не может противостоять гравитационному коллапсу и материи «падает», создавая плотное горячее протозвездное ядро.
Когда температура ядра достигает 2000 Кельвин, H2 и другие молекулы диссоциируют с образованием горячей плазмы. Ядро еще не достаточно горячее, чтобы запустить процесс синтеза, но оно излучает тепло - устанавливая новое гидростатическое равновесие между тепловым излучением наружу и гравитационным притяжением. На данный момент объект официально является протозвездой.
Будучи существенным центром масс, протозвезда, скорее всего, нарисует вокруг нее околозвездный аккреционный диск. По мере того как он накапливает больше материала и плотность ядра увеличивается, сначала начинается слияние дейтерия, а затем слияние водорода, после чего рождается звезда главной последовательности.
Дальнейшее чтение: Симпсон и др. Начальные условия формирования изолированной звезды - X. Предлагаемая эволюционная диаграмма для предзвездных ядер.
