Molekulární mraky se nazývají tak, protože mají dostatečnou hustotu, aby podporovaly tvorbu molekul, nejčastěji H2 molekuly. Díky jejich hustotě jsou také ideálními místy pro vznik nových hvězd - a pokud je tvorba molekul v molekulárním oblaku převládající, máme sklon dávat mu méně formální název hvězdné školky.
Tradičně bylo obtížné studovat formaci hvězd, protože probíhá v hustých oblacích prachu. Pozorování daleko infračerveného a milimetrového záření vycházejícího z molekulárních mraků však umožňuje shromažďovat data o prestelárních objektech, i když je nelze přímo vizualizovat. Tato data jsou získána ze spektroskopické analýzy - kde jsou spektrální čáry oxidu uhelnatého zvláště užitečné při určování teploty, hustoty a dynamiky předběžných objektů.
Daleko infračervené a sub milimetrové záření může být absorbováno vodními parami v zemské atmosféře, což astronomii na těchto vlnových délkách obtížně dosahuje z hladiny moře - ale relativně snadno z nízké vlhkosti a vysokých výškových poloh, jako je observatoř Mauna Kea na Havaji.
Simpson et al provedl submilimetrovou studii molekulárního cloudu L1688 v Ophiuchu, zejména hledal protostelární jádra s modrými asymetrickými dvojitými (BAD) vrcholy - což signalizuje, že jádro prochází prvními fázemi gravitačního kolapsu a vytváří protostar. Pík BAD je identifikován pomocí Dopplerových odhadů gradientů rychlosti plynu napříč objektem. Všechny tyto chytré věci se provádějí pomocí dalekohledu James Clerk Maxwell v Mauna Kea pomocí ACSIS a HARP - systému autokorelačního spektrálního zobrazování a programu přijímače Heterodyne Array.
Fyzika formování hvězd není úplně pochopena. Ale pravděpodobně díky kombinaci elektrostatických sil a turbulence v molekulárním oblaku se molekuly začnou shlukovat do shluků, které se možná slučují se sousedními shluky, dokud nebude existovat kolekce materiálu dostatečně významná pro vytvoření vlastní gravitace.
Od této chvíle je mezi gravitací a tlakem plynu předběžného objektu ustavena hydrostatická rovnováha - ačkoli čím více hmoty je nahromaděno, zvyšuje se vlastní gravitace. Objekty lze udržovat v rozsahu hmotností Bonnor-Ebert - kde jsou masivnější objekty v tomto rozsahu menší a hustší (Vysoký tlak v diagramu). Ale jak hmota stále stoupá, je dosažen Jeansův nestabilní limit, kde tlak plynu již nemůže odolávat gravitačnímu kolapsu a hmota „padá“, aby vytvořila husté, horké protostelární jádro.
Když teplota jádra dosáhne 2000 Kelvinů, H2 a další molekuly se disociují za vzniku horké plazmy. Jádro ještě není dostatečně horké, aby pohánilo fúzi, ale vyzařuje své teplo - vytváří novou hydrostatickou rovnováhu mezi vnějším tepelným zářením a vnitřním gravitačním tahem. V tomto okamžiku je objekt nyní oficiálně protostar.
Protostar, který je nyní podstatným těžištěm hmoty, pravděpodobně kolem něj nakreslí oběžnou narůstající disk. Když narůstá více materiálu a hustota jádra dále roste, začíná nejprve fúze deuteria - následuje fúze vodíku, kdy se zrodí hvězda hlavní sekvence.
Další čtení: Simpson et al Počáteční podmínky izolované tvorby hvězd - X. Navrhovaný evoluční diagram pro premelární jádra.
