Awan molekuler disebut demikian karena memiliki kerapatan yang cukup untuk mendukung pembentukan molekul, paling umum H2 molekul. Kepadatannya juga menjadikannya tempat yang ideal untuk pembentukan bintang baru - dan jika pembentukan bintang lazim dalam awan molekul, kita cenderung memberikannya judul pembibitan bintang yang kurang formal.
Secara tradisional, pembentukan bintang sulit dipelajari karena terjadi di dalam awan tebal debu. Namun, pengamatan radiasi inframerah-jauh dan sub-milimeter yang keluar dari awan molekul memungkinkan data dikumpulkan tentang benda-benda prestellar, bahkan jika mereka tidak dapat divisualisasikan secara langsung. Data tersebut diambil dari analisis spektroskopi - di mana garis spektral karbon monoksida sangat berguna dalam menentukan suhu, kepadatan, dan dinamika objek prestellar.
Radiasi inframerah-jauh dan sub-milimeter dapat diserap oleh uap air di atmosfer Bumi, membuat astronomi pada panjang gelombang ini sulit dicapai dari permukaan laut - tetapi relatif mudah dari kelembaban rendah, lokasi-lokasi ketinggian seperti Observatorium Mauna Kea di Hawaii.
Simpson dkk melakukan studi sub-milimeter dari awan molekul L1688 di Ophiuchus, khususnya mencari inti protostellar dengan puncak asimetris ganda ganda (BAD) biru - yang menandakan bahwa sebuah inti sedang menjalani tahap pertama kehancuran gravitasi untuk membentuk protobintang. Puncak BAD diidentifikasi melalui estimasi Doppler berdasarkan gradien kecepatan gas di suatu objek. Semua hal pintar ini dilakukan melalui Teleskop James Clerk Maxwell di Mauna Kea, menggunakan ACSIS dan HARP - Sistem Pencitraan Spektral Korelasi-Otomatis dan Program Penerima Array Heterodyne.
Fisika pembentukan bintang tidak sepenuhnya dipahami. Tapi, mungkin karena kombinasi gaya elektrostatik dan turbulensi dalam awan molekul, molekul mulai berkumpul menjadi rumpun yang mungkin bergabung dengan rumpun yang berdekatan sampai ada kumpulan bahan yang cukup besar untuk menghasilkan gravitasi diri.
Dari titik ini, keseimbangan hidrostatik terbentuk antara gravitasi dan tekanan gas dari objek prestellar - meskipun semakin banyak materi bertambah, gravitasi-diri meningkat. Objek dapat dipertahankan dalam rentang massa Bonnor-Ebert - di mana objek yang lebih masif dalam rentang ini lebih kecil dan lebih padat (Tekanan tinggi dalam diagram). Tetapi ketika massa terus menanjak, Batas Ketidakstabilan Jeans tercapai di mana tekanan gas tidak dapat lagi menahan keruntuhan gravitasi dan menjadikan 'infalls' untuk menciptakan inti protostellar yang panas dan padat.
Ketika suhu inti mencapai 2000 Kelvin, H2 dan molekul lain berdisosiasi membentuk plasma panas. Inti belum cukup panas untuk mendorong fusi tetapi inti memancarkan panasnya - membentuk keseimbangan hidrostatik baru antara radiasi termal luar dan tarikan gravitasi ke dalam. Pada titik ini objek tersebut sekarang resmi menjadi protobintang.
Menjadi sekarang pusat massa yang substansial, protobintang kemungkinan akan menarik cakram aksentuasi mengelilingi. Karena bertambah banyak material dan kerapatan inti meningkat lebih jauh, fusi deuterium dimulai terlebih dahulu - diikuti oleh fusi hidrogen, di mana titik sekuens bintang utama lahir.
Bacaan lebih lanjut: Simpson et al. Kondisi awal pembentukan bintang terisolasi - X. Diagram evolusi yang disarankan untuk inti prestellar.
