Nubi molecolari sono chiamati così perché hanno densità sufficiente per supportare la formazione di molecole, più comunemente H2molecole. La loro densità li rende anche siti ideali per la formazione di nuove stelle e se la formazione stellare è prevalente in una nube molecolare, tendiamo a darle il titolo meno formale di vivaio stellare.
Tradizionalmente, la formazione stellare è stata difficile da studiare poiché avviene all'interno di spesse nuvole di polvere. Tuttavia, l'osservazione del lontano infrarosso e radiazione submillimetrica che esce dalle nuvole molecolari consente di raccogliere dati sugli oggetti prestellari, anche se non possono essere visualizzati direttamente. Tali dati sono tratti dall'analisi spettroscopica, in cui le righe spettrali del monossido di carbonio sono particolarmente utili per determinare la temperatura, la densità e la dinamica degli oggetti prestellari.
Le radiazioni infrarosse e submillimetriche possono essere assorbite dal vapore acqueo nell'atmosfera terrestre, rendendo l'astronomia a queste lunghezze d'onda difficile da raggiungere dal livello del mare, ma relativamente facile da bassa umidità, luoghi ad alta quota come Osservatorio di Mauna Kea alle Hawaii.
Simpson et al hanno intrapreso uno studio sub-millimetrico della nube molecolare L1688 in Ofiuco, in particolare alla ricerca di nuclei protostellari con picchi blu doppi asimmetrici (BAD) - che segnalano che un nucleo sta subendo le prime fasi del collasso gravitazionale per formare una protostella. Un picco BAD viene identificato attraverso stime basate su Doppler dei gradienti di velocità del gas attraverso un oggetto. Tutte queste cose intelligenti vengono fatte tramite il Telescopio James Clerk Maxwell nel Mauna Kea, usando ACSIS e ARPA – il sistema di imaging spettrale di autocorrelazione e il programma ricevitore di array eterodina.
Un campione di nuclei protostellari dalla nuvola L1688 in Ofiuco. I nuclei con i caratteristici picchi blu asimmetrici doppi (BAD), che indicano la caduta di gas dovuta al collasso gravitazionale, sono tutti sul lato destro della linea Jeans Instability. Questo grafico consente di stimare il probabile percorso evolutivo dei nuclei protostellari. Credito: Simpson et al.
La fisica della formazione stellare non è completamente compresa. Ma, presumibilmente a causa di una combinazione di forze elettrostatiche e turbolenza all'interno di una nuvola molecolare, le molecole iniziano ad aggregarsi in gruppi che forse si fondono con gruppi adiacenti fino a quando non vi è una raccolta di materiale abbastanza consistente da generare autogravità.
Da questo punto, si stabilisce un equilibrio idrostatico tra la gravità e la pressione del gas dell'oggetto prestellare, sebbene man mano che si accumula più materia, l'autogravità aumenta. Gli oggetti possono essere sostenuti all'interno del Massa di Bonnor-Ebert gamma - dove gli oggetti più massicci in questa gamma sono più piccoli e più densi (Alta pressionenel diagramma). Ma mentre la massa continua a salire, il Limite di instabilità dei jeans viene raggiunta dove la pressione del gas non può più resistere al collasso gravitazionale e la materia 'caduta' per creare un nucleo protostellare denso e caldo.
Quando la temperatura del nucleo raggiunge i 2000 Kelvin, H2e altre molecole si dissociano per formare un plasma caldo. Il nucleo non è ancora abbastanza caldo per guidare la fusione, ma irradia il suo calore, stabilendo un nuovo equilibrio idrostatico tra radiazione termica verso l'esterno e attrazione gravitazionale verso l'interno. A questo punto l'oggetto è ora ufficialmente a protostella .
Essendo ora un sostanziale centro di massa, è probabile che la protostella tracci intorno ad essa un disco di accrescimento circumstellare. Man mano che accresce più materiale e la densità del nucleo aumenta ulteriormente, inizia prima la fusione del deuterio, seguita dalla fusione dell'idrogeno, a quel punto nasce una stella di sequenza principale.
Ulteriori letture:Simpson e altri Le condizioni iniziali della formazione stellare isolata - X. Un diagramma evolutivo suggerito per i nuclei prestellari .