Molekulárne oblaky sa nazývajú tak, pretože majú dostatočnú hustotu na podporu tvorby molekúl, najčastejšie H2 molekuly. Vďaka svojej hustote sú tiež ideálnymi miestami pre vznik nových hviezd - a ak je tvorba hviezd v molekulárnom oblaku prevládajúca, máme tendenciu dať mu menej formálny názov hviezdnej škôlky.
Tvorba hviezd sa tradične ťažko študuje, pretože prebieha v hustých oblakoch prachu. Pozorovanie ďaleko infračerveného a milimetrového žiarenia vychádzajúceho z molekulárnych oblakov však umožňuje zhromažďovať údaje o prestelárnych objektoch, aj keď ich nemožno priamo vizualizovať. Takéto údaje sa získavajú zo spektroskopickej analýzy - kde sú spektrálne čiary oxidu uhoľnatého obzvlášť užitočné pri určovaní teploty, hustoty a dynamiky prestelárnych objektov.
Infračervené a milimetrové žiarenie môže byť absorbované vodnými parami v zemskej atmosfére, čo astronómiu na týchto vlnových dĺžkach sťažuje dosiahnutie z hladiny mora - ale relatívne ľahko z nízkej vlhkosti, z vysokých nadmorských výšok, ako je observatórium Mauna Kea na Havaji.
Simpson a kol. Vykonali sub milimetrovú štúdiu molekulárneho oblaku L1688 v Ophiuchuse, najmä hľadali protostelárne jadrá s modrými asymetrickými vrcholmi (BAD), čo signalizuje, že jadro prechádza prvými fázami gravitačného kolapsu a vytvára protostar. Vrchol BAD je identifikovaný pomocou Dopplerových odhadov gradientov rýchlosti plynu cez objekt. Všetky tieto šikovné veci sa robia prostredníctvom Telescope James Clerk Maxwell v Mauna Kea pomocou ACSIS a HARP - systému autokorelačného spektrálneho zobrazovania a programu prijímača Heterodyne Array.
Fyzika formovania hviezd nie je úplne pochopená. Ale pravdepodobne v dôsledku kombinácie elektrostatických síl a turbulencie v molekulárnom oblaku sa molekuly začnú zhlukovať do zhlukov, ktoré sa možno spájajú so susednými zhlukmi, až kým nebude k dispozícii dostatok materiálu na vytvorenie vlastnej gravitácie.
Od tohto okamihu sa medzi gravitáciou a tlakom plynu v predpriestorovom objekte vytvorí hydrostatická rovnováha - hoci sa zvyšuje hmota, zvyšuje sa gravitácia. Objekty je možné udržiavať v rámci rozsahu hmotnosti Bonnor-Ebert - kde sú mohutnejšie objekty v tomto rozsahu menšie a hustejšie (Vysoký tlak v diagrame). Ale ako hmota naďalej stúpa, dosiahne sa Jeansovský nestabilný limit, kde tlak plynu už nemôže vydržať gravitačné zrútenie a „nafúknutie“ hmoty, aby sa vytvorilo husté, horúce protostelárne jadro.
Keď teplota jadra dosiahne 2 000 Kelvinov, H2 a ďalšie molekuly sa disociujú za vzniku horúcej plazmy. Jadro ešte nie je dostatočne horúce na to, aby poháňalo fúziu, ale vyžaruje jeho teplo - vytvára novú hydrostatickú rovnováhu medzi vonkajším tepelným žiarením a vnútorným gravitačným ťahom. V tomto momente je objekt teraz oficiálne protostar.
Tým, že sa teraz stane podstatným ťažiskom hmoty, pravdepodobne okolo neho nakreslí kruhový akrečný disk. Keď narastá viac materiálu a hustota jadra sa ďalej zvyšuje, začína sa najskôr fúzia deutéria - potom nasleduje fúzia vodíka, kedy sa narodí hviezda hlavnej sekvencie.
Ďalšie čítanie: Simpson a kol. Počiatočné podmienky izolovanej tvorby hviezd - X. Navrhovaný vývojový diagram pre premelárne jadrá.
