Norii moleculari sunt numiți astfel, deoarece au o densitate suficientă pentru a susține formarea de molecule, cel mai frecvent H2 molecule. Densitatea lor le face și ele situri ideale pentru formarea de stele noi - și dacă formarea stelelor este predominantă într-un nor molecular, avem tendința de a-i da titlul mai puțin formal de pepinieră stelară.
În mod tradițional, formarea stelelor a fost dificil de studiat, deoarece are loc în nori groși de praf. Cu toate acestea, observarea radiațiilor cu infraroșu îndepărtat și sub-milimetru care ies din nori moleculari permite colectarea datelor despre obiecte prestelare, chiar dacă acestea nu pot fi vizualizate direct. Aceste date sunt extrase din analiza spectroscopică - unde liniile spectrale de monoxid de carbon sunt deosebit de utile în determinarea temperaturii, densității și dinamicii obiectelor prestelare.
Radiația cu infraroșu îndepărtat și sub-milimetru poate fi absorbită de vaporii de apă în atmosfera Pământului, ceea ce face ca astronomia la aceste lungimi de undă să fie greu de obținut de la nivelul mării - dar relativ ușor de la umiditate scăzută, locații de altitudine înaltă, cum ar fi Observatorul Mauna Kea din Hawaii.
Simpson și colaboratorii au efectuat un studiu sub-milimetric al norului molecular L1688 din Ophiuchus, în special în căutarea miezurilor protostelare cu vârfuri duble (BAD) asimetrice albastre - ceea ce semnalează că un nucleu trece prin primele etape ale colapsului gravitațional pentru a forma un protostar. Un vârf BAD este identificat prin estimările bazate pe Doppler ale gradienților de viteză a gazului pe un obiect. Toate aceste lucruri inteligente sunt făcute prin intermediul telescopului James Clerk Maxwell din Mauna Kea, folosind ACSIS și HARP - Sistemul de imagistică Spectrală auto-corelație și programul receptor Heterodyne Array.
Fizica formării stelelor nu este complet înțeleasă. Dar, probabil datorită unei combinații de forțe electrostatice și turbulențe în cadrul unui nor molecular, moleculele încep să se aglomereze în grupuri care, probabil, se contopesc cu aglomerații adiacente până când există o colecție de material suficient de mare pentru a genera auto-gravitație.
Din acest punct, se stabilește un echilibru hidrostatic între gravitație și presiunea gazului a obiectului prestelar - deși pe măsură ce se acumulează mai multă materie, auto-gravitația crește. Obiectele pot fi susținute în intervalul de masă Bonnor-Ebert - unde obiectele mai masive din acest interval sunt mai mici și mai dense (Presiune ridicata în diagrama). Dar, pe măsură ce masa continuă să urce, se ajunge la Limita de Instabilitate a Jeansului, unde presiunea gazului nu mai suportă prăbușirea gravitațională și materia „se încadrează” pentru a crea un nucleu protostelar dens și fierbinte.
Când temperatura miezului ajunge la 2000 de Kelvin, H2 și alte molecule se disociază pentru a forma o plasmă fierbinte. Nucleul nu este încă suficient de fierbinte pentru a produce fuziunea, dar își radiază căldura - stabilind un nou echilibru hidrostatic între radiațiile termice exterioare și atracția gravitațională din interior. În acest moment obiectul este acum oficial un protostar.
Fiind acum un centru substanțial de masă, protostarul este probabil să atragă un disc de acreție circumstanțială în jurul lui. Pe măsură ce crește mai mult material și densitatea miezului crește în continuare, fuziunea de deuteriu începe mai întâi - urmată de fuziunea cu hidrogen, moment în care se naște o stea de secvență principală.
Citire ulterioară: Simpson et al Condițiile inițiale ale formării stelelor izolate - X. O diagramă evolutivă sugerată pentru nucleele prestelare.
