As nuvens moleculares são chamadas assim porque possuem densidade suficiente para suportar a formação de moléculas, mais comumente H2 moléculas. Sua densidade também os torna locais ideais para a formação de novas estrelas - e se a formação de estrelas é predominante em uma nuvem molecular, tendemos a atribuir a ela um título menos formal de viveiro estelar.
Tradicionalmente, a formação de estrelas tem sido difícil de estudar, pois ocorre em densas nuvens de poeira. No entanto, a observação de radiação infravermelha distante e sub-milimétrica saindo de nuvens moleculares permite que dados sejam coletados sobre objetos prestelares, mesmo que não possam ser visualizados diretamente. Esses dados são extraídos de análises espectroscópicas - nas quais as linhas espectrais de monóxido de carbono são particularmente úteis na determinação da temperatura, densidade e dinâmica de objetos prestelares.
A radiação infravermelha distante e sub-milimétrica pode ser absorvida pelo vapor de água na atmosfera da Terra, dificultando a astronomia nesses comprimentos de onda a partir do nível do mar - mas relativamente fácil a partir de baixa umidade e locais de alta altitude, como o Observatório Mauna Kea no Havaí.
Simpson et al. Realizaram um estudo submilimétrico da nuvem molecular L1688 em Ophiuchus, procurando particularmente núcleos protostelares com picos azuis assimétricos duplos (BAD) - que sinalizam que um núcleo está passando pelos primeiros estágios do colapso gravitacional para formar um protostar. Um pico MAU é identificado através de estimativas baseadas em Doppler dos gradientes de velocidade do gás em um objeto. Todo esse material inteligente é feito através do Telescópio James Clerk Maxwell em Mauna Kea, usando ACSIS e HARP - o Sistema de Imagem Espectral de Correlação Automática e o Programa Heterodyne Array Receiver.
A física da formação estelar não é completamente compreendida. Mas, presumivelmente devido a uma combinação de forças eletrostáticas e turbulência dentro de uma nuvem molecular, as moléculas começam a se agregar em aglomerados que talvez se fundam com aglomerados adjacentes até que haja uma coleção de material substancial o suficiente para gerar autogravidade.
A partir deste ponto, é estabelecido um equilíbrio hidrostático entre a gravidade e a pressão do gás do objeto prestelar - embora, à medida que mais matéria seja acumulada, a autogravidade aumente. Os objetos podem ser mantidos dentro da faixa de massa Bonnor-Ebert - onde objetos mais massivos nessa faixa são menores e mais densos (Alta pressão no diagrama). Mas, à medida que a massa continua subindo, o Limite de Instabilidade do Jeans é atingido, onde a pressão do gás não pode mais suportar o colapso gravitacional e a matéria "infalls" para criar um núcleo proto-estelar denso e quente.
Quando a temperatura do núcleo atinge 2000 Kelvin, H2 e outras moléculas se dissociam para formar um plasma quente. O núcleo ainda não está quente o suficiente para impulsionar a fusão, mas irradia seu calor - estabelecendo um novo equilíbrio hidrostático entre a radiação térmica externa e a atração gravitacional interna. Neste ponto, o objeto agora é oficialmente um protoestrela.
Sendo agora um centro de massa substancial, é provável que o protoestrela atraia um disco circunstancial de acreção ao seu redor. À medida que acumula mais material e a densidade do núcleo aumenta ainda mais, a fusão do deutério começa primeiro - seguida pela fusão do hidrogênio, momento em que nasce uma estrela da sequência principal.
Leitura adicional: Simpson et al. As condições iniciais da formação de estrelas isoladas - X. Um diagrama evolutivo sugerido para núcleos prestelares.
