تسمى السحب الجزيئية بذلك لأنها تحتوي على كثافة كافية لدعم تكوين الجزيئات ، والأكثر شيوعًا H2 جزيئات. كما أن كثافتها تجعلها مواقع مثالية لتكوين النجوم الجديدة - وإذا كان تكوين النجوم منتشرًا في سحابة جزيئية ، فإننا نميل إلى إعطائها لقب مشتل نجمي أقل رسمية.
تقليديا ، كان من الصعب دراسة تكوين النجوم لأنها تحدث في غيوم كثيفة من الغبار. ومع ذلك ، فإن مراقبة الأشعة تحت الحمراء البعيدة وشعاع المليمترات الخارجة من السحب الجزيئية تسمح بجمع البيانات حول الأجسام ما قبل الطيبة ، حتى لو لم يكن بالإمكان تصورها بشكل مباشر. يتم استخلاص هذه البيانات من التحليل الطيفي - حيث تكون الخطوط الطيفية لأول أكسيد الكربون مفيدة بشكل خاص في تحديد درجة حرارة وكثافة وديناميات الأجسام ما قبل الطليعية.
يمكن أن يمتص بخار الماء في الغلاف الجوي للأرض الأشعة تحت الحمراء البعيدة وشعاع المليمترات ، مما يجعل من الصعب تحقيق علم الفلك عند هذه الأطوال الموجية من مستوى سطح البحر - ولكن من السهل نسبيًا من الرطوبة المنخفضة والمواقع المرتفعة مثل مرصد ماونا كيا في هاواي.
أجرى Simpson وآخرون دراسة المليمتر الجزئي للسحابة الجزيئية L1688 في Ophiuchus ، خاصةً يبحثون عن النوى البدائية ذات قمم مزدوجة غير متماثلة زرقاء (BAD) - مما يشير إلى أن قلبًا يمر بالمراحل الأولى من انهيار الجاذبية لتشكيل بروتوستار. يتم تحديد ذروة BAD من خلال التقديرات المستندة إلى دوبلر لتدرجات سرعة الغاز عبر الجسم. كل هذه الأشياء الذكية تتم عبر تلسكوب جيمس كلارك ماكسويل في ماونا كيا ، باستخدام ACSIS و HARP - نظام التصوير الطيفي للارتباط التلقائي وبرنامج استقبال صفيف Heterodyne.
فيزياء تكوين النجوم ليست مفهومة تمامًا. ولكن ، من المفترض أنه بسبب مزيج من القوى الكهروستاتيكية والاضطراب داخل سحابة جزيئية ، تبدأ الجزيئات في التجميع في كتل ربما تندمج مع كتل متجاورة حتى تكون هناك مجموعة من المواد كبيرة بما يكفي لتوليد الجاذبية الذاتية.
من هذه النقطة ، يتم إنشاء توازن هيدروستاتيكي بين الجاذبية وضغط الغاز للجسم ما قبل النجمي - على الرغم من زيادة عدد المواد ، تزداد الجاذبية الذاتية. يمكن الحفاظ على الأجسام داخل نطاق كتلة بونور إيبرت - حيث تكون الأجسام الأكثر ضخامة في هذا النطاق أصغر وأكثر كثافة (ضغط مرتفع في الرسم البياني). ولكن مع استمرار الكتلة في الارتفاع ، يتم الوصول إلى حد عدم استقرار الجينز حيث لم يعد ضغط الغاز يتحمل الانهيار الثقالي والمادة "الداخلية" لخلق نواة أولية كثيفة ساخنة.
عندما تصل درجة حرارة القلب إلى 2000 كلفن ، ح2 والجزيئات الأخرى تتفكك لتشكل بلازما ساخنة. النواة ليست ساخنة بدرجة كافية لدفع الاندماج لكنها تشع حرارتها - مما يخلق توازنًا هيدروستاتيكيًا جديدًا بين الإشعاع الحراري الخارجي وسحب الجاذبية الداخلي. عند هذه النقطة ، أصبح الكائن رسميًا الآن رسميًا.
كونها الآن مركزًا كبيرًا للكتلة ، من المرجح أن يرسم البروستار قرص تراكم نجمي حوله. مع تراكم المزيد من المواد وزيادة كثافة النواة أكثر ، يبدأ اندماج الديوتريوم أولاً - يليه اندماج الهيدروجين ، وعندها يولد نجم تسلسل رئيسي.
قراءة متعمقة: سيمبسون وآخرون الشروط الأولية لتكوين النجوم المعزول - X. رسم تخطيطي تطوري مقترح للنوى قبلية.
