Le nuvole molecolari sono chiamate così perché hanno una densità sufficiente per supportare la formazione di molecole, più comunemente H2 molecole. La loro densità li rende anche siti ideali per la formazione di nuove stelle - e se la formazione di stelle è prevalente in una nuvola molecolare, tendiamo a darle il titolo meno formale di vivaio stellare.
Tradizionalmente, la formazione stellare è stata difficile da studiare in quanto si svolge all'interno di fitte nuvole di polvere. Tuttavia, l'osservazione delle radiazioni infrarosse lontane e sub-millimetriche che fuoriescono dalle nuvole molecolari consente di raccogliere dati su oggetti di prestigio, anche se non possono essere visualizzati direttamente. Tali dati sono tratti dall'analisi spettroscopica, in cui le linee spettrali del monossido di carbonio sono particolarmente utili nel determinare la temperatura, la densità e la dinamica degli oggetti di prestigio.
Le radiazioni infrarosse e sub-millimetriche possono essere assorbite dal vapore acqueo nell'atmosfera terrestre, rendendo difficile l'astronomia a queste lunghezze d'onda dal livello del mare - ma relativamente facile da bassa umidità, posizioni ad alta quota come l'Osservatorio Mauna Kea alle Hawaii.
Simpson et al. Hanno intrapreso uno studio sub-millimetrico della nuvola molecolare L1688 a Ofiuco, in particolare alla ricerca di nuclei protostellari con picchi blu asimmetrici doppi (BAD) - che segnalano che un nucleo sta subendo i primi stadi del collasso gravitazionale per formare una protostar. Un picco BAD viene identificato attraverso stime basate su Doppler dei gradienti di velocità del gas attraverso un oggetto. Tutte queste cose intelligenti vengono eseguite tramite il James Clerk Maxwell Telescope in Mauna Kea, utilizzando ACSIS e HARP, il sistema di imaging spettrale di auto-correlazione e il programma di ricevitori di array di eterodina.
La fisica della formazione stellare non è completamente compresa. Ma, presumibilmente a causa di una combinazione di forze elettrostatiche e turbolenza all'interno di una nuvola molecolare, le molecole iniziano ad aggregarsi in grumi che forse si fondono con grumi adiacenti fino a quando non vi è una raccolta di materiale abbastanza sostanziale da generare auto-gravità.
Da questo punto, viene stabilito un equilibrio idrostatico tra la gravità e la pressione del gas dell'oggetto di prestigio - sebbene man mano che si accumula più materia, aumenta l'autoc gravità. Gli oggetti possono essere sostenuti all'interno della gamma di massa di Bonnor-Ebert, dove gli oggetti più massicci in questa gamma sono più piccoli e più densi (Alta pressione nel diagramma). Ma mentre la massa continua a salire, viene raggiunto il limite di instabilità dei jeans dove la pressione del gas non può più resistere al collasso gravitazionale e alla "caduta" della materia per creare un nucleo denso e caldo protostellare.
Quando la temperatura del nucleo raggiunge i 2000 Kelvin, H.2 e altre molecole si dissociano per formare un plasma caldo. Il nucleo non è ancora abbastanza caldo per guidare la fusione ma irradia il suo calore - stabilendo un nuovo equilibrio idrostatico tra radiazione termica esterna e attrazione gravitazionale interna. A questo punto l'oggetto è ora ufficialmente un protostar.
Essendo ora un sostanziale centro di massa, è probabile che il protostar attiri attorno a sé un disco di accrescimento circumstellare. Man mano che accumula più materiale e la densità del nucleo aumenta ulteriormente, inizia la fusione del deuterio, seguita dalla fusione dell'idrogeno, a quel punto nasce una stella di sequenza principale.
Ulteriori letture: Simpson et al. Le condizioni iniziali della formazione stellare isolata - X. Un diagramma evolutivo suggerito per i nuclei di prestigio.
