Molekulaarpilvi nimetatakse seetõttu, et neil on piisavalt tihedust, et toetada molekulide, kõige sagedamini H2 molekulid. Nende tihedus teeb neist ka ideaalsed kohad uute tähtede moodustumisel - ja kui tähtede moodustumine on levinud molekulaarpilves, kipume me sellele andma tähelasteaia vähem formaalse tiitli.
Traditsiooniliselt on tähtede moodustumist olnud keeruline uurida, kuna see toimub paksude tolmupilvede sees. Kuid molekulaarpilvedest väljuva kauge- ja alam-millimeetrise kiirguse vaatlus võimaldab koguda andmeid prestellaarsete objektide kohta, isegi kui neid ei saa otseselt visualiseerida. Sellised andmed on saadud spektroskoopilise analüüsi põhjal - kus süsinikmonooksiidi spektraaljooned on eriti kasulikud prestellaarsete objektide temperatuuri, tiheduse ja dünaamika määramisel.
Maa atmosfääris võib veeaurude abil neelata kauge-infrapuna- ja submillimeetrist kiirgust, muutes astronoomia nendel lainepikkustel merepinnast raskesti saavutatavaks - kuid suhteliselt kerge madala õhuniiskuse ja kõrge kõrgusega kohtades, näiteks Mauna Kea observatoorium Havai.
Simpson jt viisid läbi Ophiuchuses asuva molekulaarpilve L1688 alammillimeetrise uuringu, otsides eriti protostellulisi südamikke, millel on sinised asümmeetrilised topelt (BAD) piigid - mis annavad märku, et tuum läbib gravitatsioonilise kokkuvarisemise esimesi etappe, moodustades protostari. BAD-i tipp tuvastatakse objekti Doppleril põhinevate gaasi kiiruse gradientide hinnangute kaudu. Kõik see nutikas kraam tehakse James Clerk Maxwelli teleskoobi kaudu Mauna Keas, kasutades ACSIS-i ja HARP-i - automaatse korrelatsiooni spektraalkujutussüsteemi ja Heterodyne massiivi vastuvõtja programmi.
Tähtede moodustumise füüsika pole täielikult mõistetav. Kuid arvatavasti elektrostaatiliste jõudude ja molekulaarpilves esineva turbulentsi kombinatsiooni tõttu hakkavad molekulid kogunema kobarateks, mis ühinevad võib-olla külgnevate klompidega, kuni on olemas materjali kogum, mis on piisavalt tõsine enesegravitatsiooni tekitamiseks.
Sellest hetkest alates moodustub prestellaarse objekti gravitatsiooni ja gaasirõhu vahel hüdrostaatiline tasakaal - ehkki kui ainet koguneb rohkem, suureneb ka enesegravitatsioon. Objekte saab säilitada Bonnori-Eberti massvahemikus - kui selles vahemikus asuvad massiivsemad objektid on väiksemad ja tihedamad (Kõrgsurve skeemil). Kuid massi jätkuva tõusu korral jõutakse teksade ebastabiilsuse piirini, kus gaasirõhk ei suuda enam vastu pidada gravitatsioonilisele kokkuvarisemisele ja tekitab olulist rõhku, et tekitada tihe, kuum protostellaarne tuum.
Kui südamiku temperatuur jõuab 2000 kelvini, H2 ja muud molekulid dissotsieeruvad, moodustades kuuma plasma. Tuum ei ole veel piisavalt kuum, et termotuumasünteesi juhtida, kuid see kiirgab küll soojust - luues uue hüdrostaatilise tasakaalu välise soojuskiirguse ja sissepoole suunatud gravitatsioonilise tõmbe vahel. Sel hetkel on objekt nüüd ametlikult protostar.
Olles nüüd oluline massikeskus, tõmbab protostar selle ümber tõenäoliselt ümmarguse tähekujulise diski. Kuna see akroneerib rohkem materjali ja südamiku tihedus suureneb veelgi, algab kõigepealt deuteeriumiga liitumine - sellele järgneb vesiniku ühtesulamine, mille järel sünnib põhijärjestuse täht.
Lisalugemist: Simpson jt isoleeritud tähtede moodustumise algtingimused - X. Prestellaarsete tuumade soovitatud evolutsiooniskeem.
