Bok globulesの例。画像クレジット：SAAO。拡大するにはクリックしてください。
私たちの太陽は約50億年前から存在しています。その歴史のほとんどを通じて、太陽は現在の姿とほぼ同じように見えてきました。放射ガスとダストの広大な球体は、中心近くの水素融合によって解放された熱によって白熱光に照らされています。しかし、私たちの太陽が形成される前に、物質は星間物質（ISM）から一緒に引き出され、さらなる凝縮と安定性の間の重要なバランスを通過するのに十分な小さい空間領域で圧縮されなければなりませんでした。これが発生するためには、外向きに加えられた内圧と内向きに動く重力の影響との間の微妙なバランスを克服する必要がありました。
1947年、ハーバードの観測天文学者であるバートヤンボクは、長時間のネブロシティに関連することが多い冷たいガスとダストの重要なサブセットについて長年にわたる研究の結果を発表しました。ボクは、空間の背景光を不明瞭にする特定の孤立した別個の小球が、実際には太陽などの星の誕生につながる原始星の円盤の形成における重要な予備段階の証拠であることを示唆しました。
ボクの発表後、ボクの小球が星を形成する方法を説明するために、多くの物理モデルが登場しました。通常、このようなモデルは、物質が星間物質が特に密集している領域（星雲の形）で冷たく、隣接する星からの放射圧を受けやすい領域で物質が集まるという概念から始まります。ある時点で、十分な物質が凝縮して、重力がガス圧に打ち勝ち、天体が星の形成に有利になるように傾く。
2005年6月10日に発行された論文「Bok Globulesの近赤外線画像調査：密度構造」によると、神取亮と他の14人の研究者のチームは、「ほぼ臨界のボナー・エバート球が星のない小球の臨界密度を特徴付けていることを示唆しています。」
Bonner-Ebert球の概念は、理想化されたガスとダストの雲内に力のバランスが存在できるという考えから始まりました。このような球体は、一定の内部密度を持つように保持されますが、所定の温度と密度のガスによって引き起こされる膨張圧力と、隣接する星から加えられるガスまたは放射圧によって補助されるその全質量の重力の影響との平衡を維持します。この臨界状態は、球の直径、その総質量、および球内の潜熱によって生成される圧力の量に関係しています。
ほとんどの天文学者は、Bonner-Ebertモデル（またはそのバリエーション）が、特定のBokの小球が線を横切って原始星円盤になる点を説明する際に、最終的に正確であると想定している。今日、神取良らは、この概念が正しいことを強く示唆するために、さまざまな福島小球から十分な証拠を集めました。
チームは、小さな見かけのサイズ、ほぼ円形の形状、近隣の星雲からの距離、地球への近さ（1700 LYs未満の距離）、および設置されている近赤外線および電波収集機器へのアクセス可能性に基づいて、観察用に10個のボク小球を選択することから始めました。北半球と南半球の両方で。このような小球のほぼ250個のリストから、上記の基準を満たす小球のみが含まれていました。選択されたもののうち、原星円盤の証拠を示したものは1つだけでした。この1つのディスクは、IRAS（赤外線天文衛星-米国、英国、オランダの共同プロジェクト）が実施した全天調査で検出された赤外線の点光源の形をとっていました。 10個の小球はすべて、天の川の星と星雲が豊富な領域にありました。
候補のボク小球が選択されると、チームはそれらのそれぞれに、質量、密度、温度、サイズ、および可能であればISMと隣接する星明かりによってそれらに加えられた圧力の量を決定するために設計された一連の観測を行いました。重要な考慮事項の1つは、小球全体の密度にばらつきがあるかどうかを把握することでした。均一な圧力の存在は、さまざまな理論モデルのどれがモジュール自体の構成に最適にマッピングされているかを決定する際に特に重要です。
2002年と2003年に地上装置（南アフリカの天文台にある1.4メートルのIRSF）を使用して、3つの異なるバンド（J、H、およびK）の近赤外光が各小球から17プラスまで集められました。次に、画像が統合され、背景の星の領域から発生する光と比較されました。このデータはいくつかの分析方法にかけられ、チームが各小球全体のガスとダストの密度を、観察条件（およそ1秒）でサポートされる解像度のレベルまで導き出すことができました。その研究は基本的に、各小球がその投影された三次元分布に基づいて均一な密度勾配を示すことを決定しました。 Bonner-Ebert球モデルは非常によく一致しているように見えました。
また、長野県南作にある野辺山電波観測所の45メートル電波望遠鏡を使用して、各小球を観測しました。ここでのアイデアは、励起されたN2H +とC18Oに関連する特定の無線周波数を収集することでした。これらの周波数のぼやけの量を調べることにより、チームは各小球の内部温度を決定でき、これをガスの密度とともに使用して、各小球の内部のガス圧力を概算できます。
データを収集し、分析し、結果を定量化した後、チームは「星のない小球（11個のソースのうち7個）の半分以上が（Bonner-Ebert）臨界状態の近くにあることを発見しました。したがって、ほぼ臨界的なBonner-Ebert球が星のない小球の典型的な密度構造を特徴付けることをお勧めします。」さらに、チームは、3つのボク小球（コアサックII、CB87およびリンド498）は安定しており、明らかに星形成の過程にないことを確認しました。4つ（バーナード66、リンド495、CB 161およびCB 184）は、安定したボナー-エバート状態ですが、そのモデルに基づいて星形成に向かう傾向があります。最後に、残りの6つ（FeSt 1-457、Barnard 335、CB 188、CB 131、CB 134）は明らかに重力崩壊に向かって動いています。これらの6つの「作成中のスター」には、原始星円盤を持っていることがすでに知られている小球CB 188およびBarnard 335が含まれます。
比較的曇りのない日でも、約50億年前に存在した非常にユニークで重要な「Bok globule」がスケールを傾けて、スターになりました。私たちの太陽は、物質が（適切に凝縮されると）いくつかの並外れた新しい可能性につながるプロセスを開始できることを証明します。
ジェフバーバー脚本の作品
