分子雲は、分子、最も一般的にはHの形成をサポートするのに十分な密度があるため、そのように呼ばれます2 分子。それらの密度はまた、それらを新しい星形成の理想的な場所にします。そして、星形成が分子雲で蔓延している場合、恒星保育所の正式でないタイトルを付ける傾向があります。
星の形成は厚い塵の雲の中で起こるため、伝統的に研究するのは困難でした。ただし、分子雲から放出される遠赤外線および1ミリ未満の放射を観測することで、星を直接視覚化できない場合でも、星の前のオブジェクトに関するデータを収集できます。このようなデータは分光分析から得られます。一酸化炭素のスペクトル線は、恒星天体の温度、密度、ダイナミクスを決定するのに特に役立ちます。
遠赤外線とサブミリメートルの放射線は地球の大気中の水蒸気によって吸収される可能性があるため、これらの波長で天文学を海面から達成することは困難ですが、ハワイのマウナケア天文台などの低湿度で標高の高い場所からは比較的簡単です。
Simpsonらは、へびつかい座の分子雲L1688のサブミリメートル研究を行い、特に青い非対称二重（BAD）ピークを持つ原始星のコアを探しました。これは、コアが重力崩壊の最初の段階を経て原始星を形成していることを示しています。 BADピークは、オブジェクト全体のガス速度勾配のドップラーベースの推定によって識別されます。このすべての賢いことは、マウナケアのジェームズクラークマクスウェル望遠鏡を介して、ACSISとHARP（自動相関スペクトルイメージングシステムとヘテロダインアレイレシーバープログラム）を使用して行われます。
星形成の物理学は完全には理解されていません。しかし、おそらく分子雲内の静電力と乱流の組み合わせにより、分子は凝集体に凝集し始め、おそらく自己重力を生成するのに十分な物質のコレクションができるまで、隣接する凝集体と融合します。
この時点から、重力と星の前のオブジェクトのガス圧との間に静水圧平衡が確立されます。ただし、より多くの物質が付着すると、自己重力が増加します。オブジェクトは、Bonnor-Ebert質量範囲内で維持できます。この範囲のより大きなオブジェクトは、より小さく密度が高くなります（高圧 図中）。しかし、質量が増加し続けると、ガスの圧力が重力の崩壊に耐えられなくなり、高密度で高温の原始星コアを作成するための「落下」を問題とするジーンズの不安定限界に達します。
コアの温度が2000ケルビン、H2 そして他の分子は解離して高温プラズマを形成する。コアはまだ融合を推進するのに十分なほど高温ではありませんが、その熱を放射します。つまり、外向きの熱放射と内向きの重力による引っ張りの間に新しい静水圧平衡を確立します。この時点で、オブジェクトは正式にプロトスターになりました。
現在、プロトスターは実質的な重心であるため、その周囲に星間降着円盤を描く可能性があります。より多くの物質が付着し、コアの密度がさらに高まると、重水素核融合が最初に始まり、次に水素核融合が始まり、その時点で主系列星が誕生します。
参考文献： Simpson et al孤立した星形成の初期条件–X。星間核の推奨進化図。
