आणविक बादलों को इसलिए कहा जाता है क्योंकि उनके पास अणुओं के गठन का समर्थन करने के लिए पर्याप्त घनत्व होता है, सबसे अधिक एच2 अणुओं। उनका घनत्व उन्हें नए स्टार गठन के लिए आदर्श साइट भी बनाता है - और अगर स्टार गठन आणविक बादल में प्रचलित है, तो हम इसे तारकीय नर्सरी का कम औपचारिक शीर्षक देते हैं।
परंपरागत रूप से, स्टार के गठन का अध्ययन करना मुश्किल था क्योंकि यह धूल के घने बादलों के भीतर होता है। हालांकि, आणविक बादलों से निकलने वाले दूर-अवरक्त और उप-मिलीमीटर विकिरण के अवलोकन से डेटा को प्रीस्टेलर ऑब्जेक्ट्स के बारे में एकत्र करने की अनुमति मिलती है, भले ही वे सीधे कल्पना नहीं की जा सकती हैं। इस तरह के डेटा स्पेक्ट्रोस्कोपिक विश्लेषण से तैयार किए जाते हैं - जहाँ कार्बन मोनोऑक्साइड की वर्णक्रमीय रेखाएँ विशेष रूप से प्रेस्टेलर ऑब्जेक्ट के तापमान, घनत्व और गतिशीलता को निर्धारित करने में उपयोगी होती हैं।
सुदूर-अवरक्त और उप-मिलीमीटर विकिरण को पृथ्वी के वायुमंडल में जल वाष्प द्वारा अवशोषित किया जा सकता है, जिससे समुद्र के स्तर से प्राप्त करने के लिए इन तरंग दैर्ध्य में खगोल विज्ञान को मुश्किल बना दिया जाता है - लेकिन हवाई में मौना के वेधशाला जैसे कम आर्द्रता, उच्च ऊंचाई वाले स्थानों से अपेक्षाकृत आसान है।
सिम्पसन एट अल ने ओफ़िचस में आणविक क्लाउड L1688 के एक उप-मिलीमीटर अध्ययन का काम किया, विशेष रूप से नीले असममित डबल (बीएडी) चोटियों वाले प्रोटॉस्टेलर कोर की तलाश में - जो संकेत देते हैं कि एक कोर एक प्रोटॉस्टर बनाने के लिए गुरुत्वाकर्षण पतन के पहले चरणों से गुजर रहा है। एक BAD शिखर की पहचान डॉपलर-आधारित अनुमानों के माध्यम से किसी वस्तु में गैस वेग के ढालों के माध्यम से की जाती है। यह सब चतुर सामान मौसा केआ में जेम्स क्लर्क मैक्सवेल टेलीस्कोप के माध्यम से किया जाता है, ACSIS और HARP का उपयोग करते हुए - ऑटो-सहसंबंध स्पेक्ट्रल इमेजिंग सिस्टम और हेटेरोडायने एरे रिसीवर प्रोग्राम।
तारा निर्माण की भौतिकी पूरी तरह से समझ में नहीं आती है। लेकिन, संभवतः एक आणविक बादल के भीतर इलेक्ट्रोस्टैटिक बलों और अशांति के संयोजन के कारण, अणुओं को गुच्छों में एकत्र करना शुरू हो जाता है, जो संभवतः आसन्न क्लैंप के साथ विलय हो जाता है जब तक कि आत्म-गुरुत्वाकर्षण उत्पन्न करने के लिए पर्याप्त सामग्री का संग्रह नहीं होता है।
इस बिंदु से, एक हाइड्रोस्टैटिक संतुलन गुरुत्वाकर्षण और प्रेस्टेलर ऑब्जेक्ट के गैस के दबाव के बीच स्थापित होता है - हालांकि जैसे-जैसे अधिक मामला बढ़ता है, आत्म-गुरुत्वाकर्षण बढ़ता है। बॉनोर-एबर्ट मास रेंज के भीतर वस्तुओं का रखरखाव किया जा सकता है - जहां इस रेंज में अधिक विशाल वस्तुएं छोटी और सघन होती हैं (अधिक दबाव चित्र में)। लेकिन बड़े पैमाने पर चढ़ाई जारी है, जीन्स अस्थिरता सीमा तक पहुंच गई है जहां गैस का दबाव अब गुरुत्वाकर्षण पतन का सामना नहीं कर सकता है और घने, गर्म प्रोटोस्टेलर कोर बनाने के लिए 'infalls' को महत्व देता है।
जब कोर का तापमान 2000 केल्विन, एच तक पहुँच जाता है2 और अन्य अणु एक गर्म प्लाज्मा बनाने के लिए अलग हो जाते हैं। कोर अभी तक फ्यूजन ड्राइव करने के लिए पर्याप्त गर्म नहीं है, लेकिन यह अपनी गर्मी को विकीर्ण करता है - बाहरी थर्मल विकिरण और आवक गुरुत्वाकर्षण खिंचाव के बीच एक नई हाइड्रोस्टेटिक संतुलन की स्थापना। इस बिंदु पर वस्तु अब आधिकारिक तौर पर एक प्रोटोस्टार है।
अब द्रव्यमान का एक बड़ा केंद्र होने के नाते, प्रोटोस्टार के चारों ओर एक परिस्थितिजन्य अभिवृद्धि डिस्क खींचने की संभावना है। चूंकि यह अधिक सामग्री को ग्रहण करता है और कोर का घनत्व और बढ़ जाता है, ड्यूटेरियम संलयन पहले शुरू होता है - इसके बाद हाइड्रोजन संलयन होता है, जिसके बिंदु पर एक मुख्य अनुक्रम तारा पैदा होता है।
आगे की पढाई: सिम्पसन एट अल पृथक स्टार गठन की प्रारंभिक शर्तें - एक्स। प्रेस्टेलर कोर के लिए एक सुझावित विकास आरेख।
