Moleküler bulutlar buna en çok H moleküllerinin oluşumunu desteklemek için yeterli yoğunluğa sahip oldukları için denir.2 moleküller. Yoğunlukları aynı zamanda onları yeni yıldız oluşumu için ideal yerler haline getirir - ve eğer yıldız oluşumu moleküler bir bulutta yaygınsa, ona yıldız kreşinin daha az resmi unvanını verme eğilimindeyiz.
Geleneksel olarak, yıldız oluşumunu incelemek zordur çünkü kalın toz bulutlarında gerçekleşir. Bununla birlikte, moleküler bulutlardan çıkan uzak kızılötesi ve milimetre altı radyasyonun gözlemlenmesi, doğrudan görselleştirilemeseler bile, prestellar nesneler hakkında veri toplanmasına izin verir. Bu tür veriler, karbon monoksit spektral çizgilerinin, prestellar nesnelerin sıcaklık, yoğunluk ve dinamiklerinin belirlenmesinde özellikle yararlı olduğu spektroskopik analizden alınmıştır.
Uzak kızılötesi ve milimetre altı radyasyon, Dünya atmosferindeki su buharı tarafından emilebilir, bu da bu dalga boylarında astronomiyi deniz seviyesinden elde etmeyi zorlaştırır - ancak Hawaii'deki Mauna Kea Gözlemevi gibi yüksek irtifa yerlerinden nispeten kolaydır.
Simpson ve arkadaşları, Ophiuchus'ta moleküler bulut L1688 üzerinde, özellikle de bir protostar oluşturmak için bir çekirdeğin yerçekimi çöküşünün ilk aşamalarından geçtiğini gösteren mavi asimetrik çift (BAD) zirvelere sahip protostellar çekirdekler aramak için bir milimetre alt çalışma yaptılar. Bir KÖTÜ zirvesi, bir nesne boyunca Doppler tabanlı gaz hızı gradyanlarının tahminleri ile tanımlanır. Tüm bu akıllı şeyler, ACSIS ve HARP - Otomatik Korelasyon Spektral Görüntüleme Sistemi ve Heterodin Dizi Alıcı Programı kullanılarak Mauna Kea'daki James Clerk Maxwell Teleskobu ile yapılır.
Yıldız oluşumunun fiziği tam olarak anlaşılamamıştır. Ancak, muhtemelen bir moleküler bulut içindeki elektrostatik kuvvetler ve türbülansın bir kombinasyonundan dolayı, moleküller, kendi kendine yerçekimi oluşturmak için yeterince önemli bir malzeme koleksiyonu olana kadar, belki de bitişik kümelerle birleşen kümeler halinde toplanmaya başlar.
Bu noktadan itibaren, prestellar nesnesinin yerçekimi ve gaz basıncı arasında bir hidrostatik denge kurulur - daha fazla madde biriktikçe, kendi kendine yerçekimi artar. Nesneler, bu aralıktaki daha büyük nesnelerin daha küçük ve daha yoğun olduğu Bonnor-Ebert kütle aralığında korunabilir (Yüksek basınç diyagramda). Ancak kitle tırmanmaya devam ettikçe, gaz basıncının artık kütleçekimsel çöküşe dayanamayacağı ve yoğun, sıcak bir protostellar çekirdek oluşturmak için “içeri aktığı” maddesinde Kot İstikrarsızlık Sınırına ulaşılır.
Çekirdeğin sıcaklığı 2000 Kelvin'e ulaştığında, H2 ve diğer moleküller ayrışarak sıcak bir plazma oluştururlar. Çekirdek henüz füzyonu sürecek kadar sıcak değildir, ancak ısısını yayar - dış termal radyasyon ve içe doğru yerçekimi çekme arasında yeni bir hidrostatik denge kurar. Bu noktada nesne artık resmen bir protostar.
Şimdi önemli bir kütle merkezi olan protostarın çevresinde dairesel bir toplanma diski çizmesi muhtemeldir. Daha fazla malzeme topladıkça ve çekirdeğin yoğunluğu daha da arttıkça, döteryum füzyonu önce başlar - ardından hidrojen füzyonu başlar, bu noktada bir ana dizi yıldızı doğar.
Daha fazla okuma: Simpson ve ark. İzole yıldız oluşumunun başlangıç koşulları - X. Prestel çekirdekler için önerilen evrim diyagramı.
