Molekuliniai debesys vadinami todėl, kad jie turi pakankamai tankio palaikyti molekulių, dažniausiai H, susidarymą2 molekulės. Dėl jų tankio jie tampa idealiomis vietomis naujoms žvaigždėms formuotis - ir jei žvaigždžių formavimasis vyrauja molekuliniame debesyje, mes linkę suteikti jam mažiau oficialų žvaigždžių darželio pavadinimą.
Žvaigždžių formavimąsi tradiciškai buvo sunku ištirti, nes tai vyksta tirštuose dulkių debesyse. Tačiau stebint tolimąsias infraraudonųjų spindulių ir po milimetrų spinduliuotę, sklindančią iš molekulinių debesų, galima rinkti duomenis apie prestellarinius objektus, net jei jų neįmanoma tiesiogiai atvaizduoti. Tokie duomenys yra paimti iš spektroskopinės analizės - kai anglies monoksido spektrinės linijos yra ypač naudingos nustatant prestellarinių objektų temperatūrą, tankį ir dinamiką.
Žemės atmosferoje esančius vandens garus gali absorbuoti tolimos infraraudonosios spinduliuotės ir po milimetrų spinduliuotė, todėl astronomiją šiais bangos ilgiais sunku pasiekti iš jūros lygio, tačiau palyginti lengva iš nedidelio drėgnumo ir didelio aukščio vietose, tokiose kaip Mauna Kea observatorija Havajuose.
Simpsonas ir kt. Atliko opiochuso molekulinio debesies L1688 submimetro tyrimą, ypač ieškodami žvaigždžių žvaigždžių su mėlynomis asimetrinėmis dvigubomis (BAD) smailėmis - tai rodo, kad šerdis išgyvena pirmuosius gravitacinio žlugimo etapus ir sudaro protostarą. BAD smailė nustatoma pagal Doplerio metodu apskaičiuotus dujų greičio gradientus objekte. Visi šie protingi dalykai yra daromi per James Clerk Maxwell teleskopą Mauna Kea, naudojant ACSIS ir HARP - automatinio koreliacijos spektrinio vaizdo sistemą ir Heterodyne masyvo imtuvo programą.
Žvaigždžių formavimo fizika nėra visiškai suprantama. Bet, greičiausiai, dėl elektrostatinių jėgų ir turbulencijos derinio molekuliniame debesyje, molekulės pradeda kauptis į gumulėlius, kurie galbūt susilieja su gretimais gumulėliais, kol susidaro pakankamai medžiagų kolekcija, kad būtų sukurta savigravita.
Nuo šio momento susidaro hidrostatinė pusiausvyra tarp gravitacijos ir prestellarinio objekto dujų slėgio - nors, kai surenkama daugiau medžiagos, padidėja savaiminė gravitacija. Objektai gali būti palaikomi Bonnor-Ebert masės diapazone - kai masyvesni šio diapazono objektai yra mažesni ir tankesni (Aukštas spaudimas diagramoje). Masyvui didėjant, pasiekiama džinsų nestabilumo riba, kai dujų slėgis nebegali atlaikyti gravitacinio griūties ir reikšmingų „įpūtimų“, kad sukurtų tankią, karštą priešgaisrinę žvaigždę.
Kai šerdies temperatūra pasiekia 2000 kelvinų, H2 ir kitos molekulės išsiskiria, sudarydamos karštą plazmą. Šerdis dar nėra pakankamai įkaitusi, kad sukeltų sintezę, tačiau ji skleidžia šilumą - sukuria naują hidrostatinę pusiausvyrą tarp išorinės šiluminės spinduliuotės ir vidinės gravitacijos traukos. Šiuo metu objektas dabar oficialiai yra protostas.
Dabar, kai prototipas yra didelis masės centras, greičiausiai aplink jį bus nupieštas žiedinis akcento diskas. Kadangi joje susikaupia daugiau medžiagų, o šerdies tankis toliau didėja, pirmiausia prasideda deuterio susiliejimas - po to įvyksta vandenilio susiliejimas, kuriame gimsta pagrindinė sekos žvaigždė.
Papildoma literatūra: Simpson ir kt. Pradinės izoliuotos žvaigždės formavimosi sąlygos - X. Siūloma prestellarinių branduolių evoliucijos schema.
