Las nubes moleculares se llaman así porque tienen una densidad suficiente para soportar la formación de moléculas, más comúnmente H2 moléculas. Su densidad también los convierte en sitios ideales para la formación de nuevas estrellas, y si la formación de estrellas es frecuente en una nube molecular, tendemos a darle el título menos formal de vivero estelar.
Tradicionalmente, la formación de estrellas ha sido difícil de estudiar, ya que tiene lugar dentro de espesas nubes de polvo. Sin embargo, la observación de la radiación infrarroja lejana y submilimétrica que sale de las nubes moleculares permite que se recopilen datos sobre objetos prestellares, incluso si no se pueden visualizar directamente. Dichos datos se obtienen del análisis espectroscópico, donde las líneas espectrales de monóxido de carbono son particularmente útiles para determinar la temperatura, la densidad y la dinámica de los objetos prestellares.
La radiación infrarroja lejana y submilimétrica puede ser absorbida por el vapor de agua en la atmósfera de la Tierra, lo que hace que la astronomía a estas longitudes de onda sea difícil de alcanzar desde el nivel del mar, pero relativamente fácil desde lugares de baja humedad y alta altitud como el Observatorio Mauna Kea en Hawai.
Simpson et al llevaron a cabo un estudio submilimétrico de la nube molecular L1688 en Ofiuco, en particular buscando núcleos protostelares con picos azules dobles asimétricos (BAD), que indican que un núcleo está experimentando las primeras etapas del colapso gravitacional para formar una protostar. Un pico MALO se identifica a través de estimaciones basadas en Doppler de gradientes de velocidad de gas a través de un objeto. Todo esto se hace a través del telescopio James Clerk Maxwell en Mauna Kea, utilizando ACSIS y HARP, el sistema de imágenes espectrales de autocorrelación y el programa receptor de matriz heterodina.
La física de la formación de estrellas no se entiende completamente. Pero, presumiblemente debido a una combinación de fuerzas electrostáticas y turbulencia dentro de una nube molecular, las moléculas comienzan a agregarse en grupos que tal vez se fusionen con grupos adyacentes hasta que haya una colección de material lo suficientemente sustancial como para generar auto-gravedad.
Desde este punto, se establece un equilibrio hidrostático entre la gravedad y la presión de gas del objeto prestellar, aunque a medida que se acumula más materia, aumenta la autogravedad. Los objetos se pueden sostener dentro del rango de masa de Bonnor-Ebert, donde los objetos más masivos en este rango son más pequeños y más densos (Alta presión en el diagrama). Pero a medida que la masa continúa subiendo, se alcanza el Límite de inestabilidad de Jeans donde la presión de gas ya no puede soportar el colapso gravitacional y la materia "cae" para crear un núcleo protostelar denso y caliente.
Cuando la temperatura del núcleo alcanza 2000 Kelvin, H2 y otras moléculas se disocian para formar un plasma caliente. El núcleo aún no está lo suficientemente caliente como para impulsar la fusión, pero irradia su calor, estableciendo un nuevo equilibrio hidrostático entre la radiación térmica hacia afuera y la fuerza gravitacional hacia adentro. En este punto, el objeto ahora es oficialmente una protostar.
Siendo ahora un centro de masa sustancial, es probable que la protostar dibuje un disco de acreción circunestelar a su alrededor. A medida que aumenta más material y la densidad del núcleo aumenta aún más, la fusión de deuterio comienza primero, seguida de la fusión de hidrógeno, en cuyo punto nace una estrella de secuencia principal.
Otras lecturas: Simpson et al. Las condiciones iniciales de formación estelar aislada - X. Un diagrama evolutivo sugerido para núcleos prestellares.
