Molekylære skyer kaldes det, fordi de har tilstrækkelig massefylde til at understøtte dannelsen af molekyler, oftest H2 molekyler. Deres tæthed gør dem også til ideelle steder til ny stjernedannelse - og hvis stjernedannelse er udbredt i en molekylær sky, har vi en tendens til at give den den mindre formelle titel på stjernebarne.
Traditionelt har stjernedannelse været vanskelig at studere, da den finder sted inden i tykke støvskyer. Imidlertid kan observation af fjerninfrarød og sub-millimeter stråling, der kommer ud af molekylære skyer, indsamle data om præstelle objekter, selvom de ikke kan visualiseres direkte. Sådanne data er hentet fra spektroskopisk analyse - hvor spektrale linjer af kulilte er især nyttige til bestemmelse af temperatur, tæthed og dynamik for præ-objekter.
Fjerninfrarød og sub-millimeter stråling kan absorberes af vanddamp i Jordens atmosfære, hvilket gør astronomi på disse bølgelængder vanskeligt at opnå fra havoverfladen - men relativt let fra steder med lav luftfugtighed i store højder som Mauna Kea-observatoriet på Hawaii.
Simpson et al gennemførte en sub-millimeterundersøgelse af molekylær skyen L1688 i Ophiuchus, især på udkig efter protostellære kerner med blå asymmetriske dobbelt (BAD) toppe - som signaliserer, at en kerne undergår de første faser af tyngdepunktkollaps for at danne en protostar. En BAD-top identificeres gennem Doppler-baserede estimater af gashastighedsgradienter over et objekt. Alle disse smarte ting udføres via James Clerk Maxwell-teleskopet i Mauna Kea ved hjælp af ACSIS og HARP - Auto-Correlation Spectral Imaging System og Heterodyne Array-modtagerprogrammet.
Fysikken i stjernedannelse forstås ikke helt. Men formodentlig på grund af en kombination af elektrostatiske kræfter og turbulens inden i en molekylær sky, begynder molekyler at samles til klumper, som måske smelter sammen med tilstødende klumper, indtil der er en samling af materiale, der er tilstrækkelig til at generere selvtyngdekraft.
Fra dette punkt etableres en hydrostatisk ligevægt mellem tyngdekraften og gastrykket i det forreste objekt - selvom når mere stof er akkrediteret, øges selvtyngdekraften. Objekter kan opretholdes inden for Bonnor-Ebert-masserekkevidde - hvor mere massive genstande i dette område er mindre og tættere (Højt tryk i diagrammet). Men når massen fortsætter med at klatre, nås Jeans Instabilitetsgrænsen, hvor gastrykket ikke længere kan modstå gravitationskollaps og materie 'infalls' for at skabe en tæt, varm protostellar kerne.
Når kernens temperatur når 2000 Kelvin, H2 og andre molekyler dissocierer for at danne et varmt plasma. Kernen er endnu ikke varm nok til at drive fusion, men den udstråler dens varme - hvilket skaber en ny hydrostatisk ligevægt mellem udvendig termisk stråling og indad gravitationsudtræk. På dette tidspunkt er objektet nu officielt en protostar.
Da protostaren nu er et væsentligt massecenter, tegner det sandsynligvis en cirkumstellarisk akkretionsskive omkring den. Efterhånden som den akkrediterer mere materiale, og kernens densitet øges yderligere, begynder deuterium-fusion først - efterfulgt af brintfusion, hvorefter en hovedsekvensstjerne fødes.
Yderligere læsning: Simpson et al. De indledende betingelser for isoleret stjernedannelse - X. Et foreslået evolutionært diagram for prestellare kerner.
