الغيوم الجزيئية يطلق عليهم ذلك لأن لديهم كثافة كافية لدعم تكوين الجزيئات ، والأكثر شيوعًا H2الجزيئات. كثافتها تجعلها أيضًا مواقع مثالية لتشكيل النجوم الجديدة - وإذا كان تكوين النجوم سائدًا في سحابة جزيئية ، فإننا نميل إلى إعطائها العنوان الأقل رسمية للحضانة النجمية.
تقليديا ، كان من الصعب دراسة تكوين النجوم لأنه يحدث داخل سحب كثيفة من الغبار. ومع ذلك ، فإن مراقبة الأشعة تحت الحمراء البعيدة و إشعاع تحت المليمتر الخروج من السحب الجزيئية يسمح بجمع البيانات حول الأجسام ما قبل النجم ، حتى لو لم يكن بالإمكان تصورها بشكل مباشر. يتم استخلاص هذه البيانات من التحليل الطيفي - حيث تكون الخطوط الطيفية لأول أكسيد الكربون مفيدة بشكل خاص في تحديد درجة حرارة وكثافة وديناميكيات الأجسام قبل النجمية.
يمكن امتصاص إشعاع الأشعة تحت الحمراء البعيدة وشبه المليمترية بواسطة بخار الماء في الغلاف الجوي للأرض ، مما يجعل علم الفلك بهذه الأطوال الموجية صعب التحقيق من مستوى سطح البحر - ولكنه سهل نسبيًا من الرطوبة المنخفضة والمواقع المرتفعة مثل مرصد ماونا كيا في هاواي.
أجرى Simpson وزملاؤه دراسة أقل من المليمتر للسحابة الجزيئية L1688 في Ophiuchus ، ولا سيما البحث عن النوى الأولية ذات القمم الزرقاء غير المتماثلة المزدوجة (BAD) - والتي تشير إلى أن النواة تمر بالمراحل الأولى من انهيار الجاذبية لتشكيل نجم أولي. يتم تحديد ذروة BAD من خلال التقديرات المستندة إلى دوبلر لتدرجات سرعة الغاز عبر الجسم. كل هذه الأشياء الذكية تتم عبر تلسكوب جيمس كليرك ماكسويل في مونا كيا ، باستخدام ACSIS و HARP - نظام التصوير الطيفي للارتباط التلقائي وبرنامج مستقبل المصفوفة المتغايرة.
عينة من النوى الأولية من السحابة L1688 في Ophiuchus. النوى ذات القمم الزرقاء غير المتماثلة المزدوجة (BAD) المميزة ، والتي تشير إلى انسداد الغاز بسبب الانهيار الجاذبي ، كلها على الجانب الأيمن من خط جينز عدم الاستقرار. تمكن هذه المؤامرة من تقدير المسار التطوري المحتمل للنوى الأولية. الائتمان: Simpson et al.
فيزياء تكوين النجوم ليست مفهومة تمامًا. ولكن ، بسبب مزيج من القوى الكهروستاتيكية والاضطراب داخل سحابة جزيئية ، تبدأ الجزيئات في التجمع في كتل والتي ربما تندمج مع الكتل المجاورة حتى يكون هناك مجموعة من المواد كبيرة بما يكفي لتوليد الجاذبية الذاتية.
من هذه النقطة ، يتم إنشاء توازن هيدروستاتيكي بين الجاذبية وضغط الغاز لجسم ما قبل النجم - على الرغم من تراكم المزيد من المادة ، تزداد الجاذبية الذاتية. يمكن الحفاظ على الكائنات داخل كتلة بونور إيبرت النطاق - حيث تكون الأجسام الضخمة في هذا النطاق أصغر وأكثر كثافة (ضغط مرتفعفي الرسم البياني). ولكن مع استمرار الكتلة في الصعود ، فإن حد عدم استقرار الجينز يتم الوصول إليه حيث لم يعد ضغط الغاز قادرًا على تحمل الانهيار الثقالي و 'انسداد' المادة لتكوين قلب نجمي أولي كثيف ساخن.
عندما تصل درجة حرارة اللب إلى 2000 كلفن ، ه2والجزيئات الأخرى تنفصل لتشكل بلازما ساخنة. لم يكن اللب ساخنًا بدرجة كافية لدفع الاندماج ولكنه يشع حرارته - مما يؤدي إلى إنشاء توازن هيدروستاتيكي جديد بين الإشعاع الحراري الخارجي وجاذبية الجاذبية الداخلية. في هذه المرحلة ، أصبح الكائن الآن رسميًا ملف بروتستار .
نظرًا لكونه الآن مركزًا كبيرًا للكتلة ، فمن المرجح أن يرسم النجم الأولي قرصًا تراكميًا حوله. مع تراكم المزيد من المواد وزيادة كثافة اللب بشكل أكبر ، يبدأ اندماج الديوتيريوم أولاً - يليه اندماج الهيدروجين ، وعند هذه النقطة يولد نجم التسلسل الرئيسي.
قراءة متعمقة:Simpson et al الشروط الأولية لتشكيل النجوم المعزول - X. مخطط تطوري مقترح للنوى قبل النجم .