Molekülwolken werden so genannt, weil sie eine ausreichende Dichte haben, um die Bildung von Molekülen zu unterstützen, am häufigsten H.2 Moleküle. Ihre Dichte macht sie auch zu idealen Standorten für die Bildung neuer Sterne - und wenn die Sternentstehung in einer Molekülwolke vorherrscht, geben wir ihr tendenziell den weniger formalen Titel einer Sternenkindergarten.
Traditionell war die Sternentstehung schwer zu untersuchen, da sie in dicken Staubwolken stattfindet. Die Beobachtung von Ferninfrarot- und Submillimeterstrahlung aus Molekülwolken ermöglicht jedoch die Erfassung von Daten über Prestellarobjekte, auch wenn diese nicht direkt sichtbar gemacht werden können. Solche Daten stammen aus der spektroskopischen Analyse - wobei Spektrallinien von Kohlenmonoxid besonders nützlich sind, um die Temperatur, Dichte und Dynamik von Prestellarobjekten zu bestimmen.
Ferninfrarot- und Submillimeterstrahlung können von Wasserdampf in der Erdatmosphäre absorbiert werden, was es schwierig macht, Astronomie bei diesen Wellenlängen vom Meeresspiegel aus zu erreichen - aber relativ einfach von Orten mit niedriger Luftfeuchtigkeit in großer Höhe wie dem Mauna Kea Observatory in Hawaii.
Simpson et al. Führten eine Sub-Millimeter-Untersuchung der Molekülwolke L1688 in Ophiuchus durch und suchten insbesondere nach Protostellarkernen mit blauen asymmetrischen Doppelpeaks (BAD), die signalisieren, dass ein Kern die ersten Stufen des Gravitationskollapses durchläuft, um einen Protostern zu bilden. Ein BAD-Peak wird durch Doppler-basierte Schätzungen von Gasgeschwindigkeitsgradienten über ein Objekt identifiziert. All diese cleveren Dinge werden über das James Clerk Maxwell-Teleskop in Mauna Kea mit ACSIS und HARP erledigt - dem Autokorrelations-Spektralbildgebungssystem und dem Heterodyne-Array-Empfängerprogramm.
Die Physik der Sternentstehung ist nicht vollständig verstanden. Vermutlich aufgrund einer Kombination aus elektrostatischen Kräften und Turbulenzen innerhalb einer Molekülwolke beginnen sich Moleküle zu Klumpen zu aggregieren, die möglicherweise mit benachbarten Klumpen verschmelzen, bis eine Materialansammlung vorhanden ist, die groß genug ist, um Selbstgravitation zu erzeugen.
Ab diesem Punkt stellt sich ein hydrostatisches Gleichgewicht zwischen der Schwerkraft und dem Gasdruck des Prestellarobjekts ein - obwohl mit zunehmender Materie die Selbstgravitation zunimmt. Objekte können innerhalb des Bonnor-Ebert-Massenbereichs gehalten werden - wobei massereichere Objekte in diesem Bereich kleiner und dichter sind (Hoher Druck im Diagramm). Wenn die Masse jedoch weiter ansteigt, wird die Jeans-Instabilitätsgrenze erreicht, bei der der Gasdruck dem Gravitationskollaps und den Materie-Infalls nicht mehr standhalten kann, um einen dichten, heißen Protostellarkern zu erzeugen.
Wenn die Kerntemperatur 2000 Kelvin erreicht, wird H.2 und andere Moleküle dissoziieren, um ein heißes Plasma zu bilden. Der Kern ist noch nicht heiß genug, um die Fusion anzutreiben, aber er strahlt seine Wärme ab - wodurch ein neues hydrostatisches Gleichgewicht zwischen nach außen gerichteter Wärmestrahlung und nach innen gerichteter Anziehungskraft hergestellt wird. Zu diesem Zeitpunkt ist das Objekt nun offiziell ein Protostern.
Da der Protostern nun ein wesentlicher Massenschwerpunkt ist, wird er wahrscheinlich eine zirkumstellare Akkretionsscheibe um sich ziehen. Wenn es mehr Material anreichert und die Dichte des Kerns weiter zunimmt, beginnt zuerst die Deuteriumfusion - gefolgt von der Wasserstofffusion, an der ein Hauptsequenzstern geboren wird.
Weiterführende Literatur: Simpson et al. Die Anfangsbedingungen der isolierten Sternentstehung - X. Ein vorgeschlagenes Evolutionsdiagramm für Prestellarkerne.
