Moleculaire wolken worden zo genoemd omdat ze voldoende dichtheid hebben om de vorming van moleculen, meestal H, te ondersteunen2 moleculen. Hun dichtheid maakt ze ook ideale locaties voor nieuwe stervorming - en als stervorming veel voorkomt in een moleculaire wolk, hebben we de neiging om het de minder formele titel van stellaire kraamkamer te geven.
Traditioneel was stervorming moeilijk te bestuderen omdat deze plaatsvindt in dikke stofwolken. Door observatie van ver-infrarood- en sub-millimeterstraling die uit moleculaire wolken komt, kunnen echter gegevens over prestellaire objecten worden verzameld, zelfs als ze niet direct kunnen worden gevisualiseerd. Dergelijke gegevens zijn afkomstig uit spectroscopische analyse - waarbij spectraallijnen van koolmonoxide bijzonder nuttig zijn bij het bepalen van de temperatuur, dichtheid en dynamiek van prestellaire objecten.
Verre-infrarood- en submillimeterstraling kunnen worden geabsorbeerd door waterdamp in de atmosfeer van de aarde, waardoor astronomie op deze golflengten moeilijk te bereiken is vanaf zeeniveau - maar relatief gemakkelijk vanaf locaties met een lage luchtvochtigheid en grote hoogte, zoals het Mauna Kea-observatorium op Hawaï.
Simpson et al. Hebben een sub-millimeter studie van de moleculaire wolk L1688 in Ophiuchus uitgevoerd, met name op zoek naar protostellaire kernen met blauwe asymmetrische dubbele (BAD) pieken - die aangeven dat een kern de eerste stadia van gravitatie ondergaat om een protoster te vormen. Een SLECHTE piek wordt geïdentificeerd door op Doppler gebaseerde schattingen van gassnelheidsgradiënten over een object. Al deze slimme dingen worden gedaan via de James Clerk Maxwell-telescoop in Mauna Kea, met behulp van ACSIS en HARP - het Auto-Correlation Spectral Imaging System en het Heterodyne Array Receiver Program.
De fysica van stervorming is niet helemaal duidelijk. Maar vermoedelijk als gevolg van een combinatie van elektrostatische krachten en turbulentie in een moleculaire wolk, beginnen moleculen te aggregeren tot klonten die misschien samenvloeien met aangrenzende klonten totdat er een verzameling materiaal is dat substantieel genoeg is om zelfzwaartekracht te genereren.
Vanaf dit punt wordt een hydrostatisch evenwicht tot stand gebracht tussen de zwaartekracht en de gasdruk van het prestellaire object - hoewel naarmate er meer materie wordt geaccreteerd, de zelfzwaartekracht toeneemt. Objecten kunnen worden ondersteund binnen het Bonnor-Ebert-massabereik - waar zwaardere objecten in dit bereik kleiner en dichter zijn (Hoge druk in het diagram). Maar naarmate de massa blijft stijgen, wordt de Jeans Instability Limit bereikt waar de gasdruk niet langer bestand is tegen zwaartekracht instorting en materie 'invallen' om een dichte, hete protostellaire kern te creëren.
Wanneer de kerntemperatuur 2000 Kelvin bereikt, H2 en andere moleculen dissociëren om een heet plasma te vormen. De kern is nog niet heet genoeg om fusie aan te drijven, maar straalt wel zijn warmte uit - waardoor een nieuw hydrostatisch evenwicht ontstaat tussen uitwendige warmtestraling en inwaartse zwaartekracht. Op dit moment is het object nu officieel een protoster.
Nu hij een substantieel massamiddelpunt is, zal de protoster er waarschijnlijk een circumstellaire aanwasschijf omheen tekenen. Naarmate het meer materiaal opbouwt en de dichtheid van de kern verder toeneemt, begint eerst deuteriumfusie - gevolgd door waterstoffusie, waarna een ster met de hoofdreeks wordt geboren.
Verder lezen: Simpson et al. De beginvoorwaarden van geïsoleerde stervorming - X. Een gesuggereerd evolutionair diagram voor prestellaire kernen.
