분자 구름은 분자의 형성을 지원하기에 충분한 밀도, 가장 일반적으로 H를 갖기 때문에 그렇게 불립니다.2 분자. 그들의 밀도는 또한 새로운 별 형성을위한 이상적인 장소가되게한다 – 그리고 만약 별 형성이 분자 구름에서 만연하다면, 우리는 그것을 별 모양의 보육원의 덜 공식적인 제목으로하는 경향이있다.
전통적으로, 별 형성은 두꺼운 먼지 구름 속에서 발생하기 때문에 연구하기 어려웠다. 그러나 분자 구름에서 나오는 원적외선 및 밀리미터 미만의 방사선을 관찰하면 별이 보이지 않는 물체에 대해서도 데이터를 수집 할 수 있습니다. 이러한 데이터는 분광 분석에서 도출됩니다. 일산화탄소의 스펙트럼 선은 특히 별의 물체의 온도, 밀도 및 역학을 결정하는 데 유용합니다.
원적외선 및 밀리미터 미만의 복사선은 지구 대기의 수증기에 의해 흡수되어 해발에서는 이러한 파장의 천문학을 달성하기 어렵지만 하와이의 Mauna Kea Observatory와 같이 습도가 낮고 고도가 높은 곳에서는 비교적 쉽습니다.
심슨 (Simpson) 등은 오피 우 커스 (Ophiuchus)에서 분자 구름 L1688에 대한 밀리미터 이하의 연구를 수행했으며, 특히 청색 비대칭 이중 (BAD) 피크를 갖는 원핵 체 (protostellar core)를 찾고있다. BAD 피크는 물체에 걸친 도플러 기반 가스 속도 구배 추정을 통해 식별됩니다. 이 모든 영리한 것들은 Mauna Kea의 James Clerk Maxwell Telescope를 통해 ACSIS와 HARP (Auto-Correlation Spectral Imaging System)와 Heterodyne Array Receiver Program을 사용합니다.
별 형성의 물리학은 완전히 이해되지 않았습니다. 그러나, 아마도 분자 구름 내에서 정전기력과 난류의 조합으로 인해, 분자는 자기 중력을 생성하기에 충분한 물질의 집합이 존재할 때까지 인접한 덩어리와 합쳐지는 덩어리로 응집하기 시작합니다.
이 시점에서 중력과 전성 물체의 가스 압력 사이에 정수압 평형이 형성됩니다. 더 많은 물질이 축적 될수록 자기 중력이 증가합니다. Bonnor-Ebert 질량 범위 내에서 물체를 유지할 수 있습니다.이 범위에서 더 큰 물체는 더 작고 밀도가 높습니다 (고압 다이어그램에서). 그러나 질량이 계속 증가함에 따라 가스 압력이 더 이상 중력 붕괴를 견딜 수없고 밀도가 높고 뜨거운 원핵 성 핵을 생성하는 '낙하'를 견딜 수없는 Jeans 불안정성 한계에 도달합니다.
코어의 온도가 2000 Kelvin에 도달하면 H2 다른 분자들은 해리되어 고온 플라즈마를 형성한다. 핵융합 체는 아직 핵융합을 일으킬만큼 뜨겁지 않지만 열을 방출하여 외부 열 복사와 내부 중력 풀 사이에 새로운 정수압 평형을 형성합니다. 이 시점에서이 개체는 공식적으로 프로토 스타입니다.
이제 상당한 질량 중심이되었으므로 프로토스 타는 주변에 주위에 별 모양의 디스크를 그릴 것입니다. 더 많은 물질이 축적되고 코어의 밀도가 더 증가함에 따라 중수소 융합이 먼저 시작되고 그 후에 수소 융합이 시작되며이 시점에서 주요 서열 별이 탄생합니다.
더 읽을 거리 : 심슨 (Simpson) 등 고립 된 별 형성의 초기 조건 – X. 전성 핵에 대한 제안 된 진화 다이어그램.
