Les nuages moléculaires sont appelés ainsi parce qu'ils ont une densité suffisante pour soutenir la formation de molécules, le plus souvent H2 molécules. Leur densité en fait également des sites idéaux pour la formation de nouvelles étoiles - et si la formation d'étoiles est répandue dans un nuage moléculaire, nous avons tendance à lui donner le titre moins formel de pépinière stellaire.
Traditionnellement, la formation d'étoiles a été difficile à étudier car elle se déroule dans d'épais nuages de poussière. Cependant, l'observation du rayonnement infrarouge lointain et sub-millimétrique provenant des nuages moléculaires permet de collecter des données sur les objets prestellaires, même s'ils ne peuvent pas être directement visualisés. Ces données sont tirées de l'analyse spectroscopique - où les raies spectrales de monoxyde de carbone sont particulièrement utiles pour déterminer la température, la densité et la dynamique des objets prestellaires.
Les rayonnements infrarouges lointains et sub-millimétriques peuvent être absorbés par la vapeur d'eau dans l'atmosphère terrestre, ce qui rend l'astronomie à ces longueurs d'onde difficile à atteindre à partir du niveau de la mer - mais relativement facile à partir d'une faible humidité, de sites à haute altitude tels que l'observatoire Mauna Kea à Hawaï.
Simpson et al ont entrepris une étude sub-millimétrique du nuage moléculaire L1688 à Ophiuchus, recherchant en particulier des noyaux protostellaires avec des pics doubles asymétriques bleus (BAD) - qui signalent qu'un noyau subit les premiers stades de l'effondrement gravitationnel pour former un protostar. Un pic BAD est identifié par des estimations basées sur Doppler des gradients de vitesse du gaz à travers un objet. Tous ces trucs intelligents sont effectués via le télescope James Clerk Maxwell de Mauna Kea, en utilisant ACSIS et HARP - le système d'imagerie spectrale à corrélation automatique et le programme de récepteur de réseau hétérodyne.
La physique de la formation des étoiles n'est pas complètement comprise. Mais, vraisemblablement en raison d'une combinaison de forces électrostatiques et de turbulence dans un nuage moléculaire, les molécules commencent à s'agréger en amas qui fusionnent peut-être avec les amas adjacents jusqu'à ce qu'il y ait une collection de matière suffisamment importante pour générer l'auto-gravité.
À partir de ce point, un équilibre hydrostatique est établi entre la gravité et la pression de gaz de l'objet préstellaire - bien que plus de matière s'accumule, l'auto-gravité augmente. Les objets peuvent être maintenus dans la gamme de masse de Bonnor-Ebert - où les objets plus massifs de cette gamme sont plus petits et plus denses (Haute pression dans le diagramme). Mais alors que la masse continue de grimper, la limite d’instabilité des jeans est atteinte lorsque la pression du gaz ne peut plus résister à l’effondrement gravitationnel et que la matière s’infiltre pour créer un noyau protostellaire dense et chaud.
Lorsque la température du cœur atteint 2000 Kelvin, H2 et d'autres molécules se dissocient pour former un plasma chaud. Le noyau n'est pas encore assez chaud pour entraîner la fusion, mais il rayonne sa chaleur - établissant un nouvel équilibre hydrostatique entre le rayonnement thermique extérieur et la traction gravitationnelle intérieure. À ce stade, l'objet est désormais officiellement une protoétoile.
Étant désormais un centre de masse important, la protoétoile est susceptible de dessiner un disque d'accrétion circumstellaire autour d'elle. Au fur et à mesure qu'il accumule plus de matière et que la densité du cœur augmente encore, la fusion du deutérium commence d'abord - suivie de la fusion de l'hydrogène, auquel point une étoile de la séquence principale est née.
Lectures complémentaires: Simpson et al. Les conditions initiales de formation d'étoiles isolées - X. Un diagramme d'évolution suggéré pour les noyaux pré-stellaires.
