Här är en uppdelning av vad som gör molekylära moln födelseplatsen för stjärnor:
* Komposition: Molekylära moln består främst av väte och helium, de vanligaste elementen i universum. De innehåller också spår av andra element som kol, syre och kväve, som är avgörande för att bilda mer komplexa molekyler.
* Temperatur: Molekylära moln är oerhört kalla, med temperaturer runt -260 ° C (-436 ° F). Denna låga temperatur gör det möjligt för väte- och heliumatomerna att kombinera och bilda molekyler.
* densitet: Dessa moln är också mycket täta, med partiklar packade mycket närmare varandra än i det interstellära mediet. Den höga densiteten gör att tyngdkraften kan övervinna inre tryck och börja dra ihop gasen och dammet.
* tyngdkraft: Med tiden blir gravitationens drag av det täta materialet i ett molekylärt moln starkare. Detta får molnet att kollapsa inåt på sig själv, värma upp och öka i densitet.
* stjärnbildning: När det kollapsande molnet blir mindre och varmare bildas en protostar i centrum. Denna protostar fortsätter att tillbringas material från det kollapsande molnet och når så småningom en kritisk temperatur och tryck där kärnfusion kan börja. Vid denna tidpunkt blir protostaren en riktig stjärna.
Så i huvudsak är ett molekylärt moln en kosmisk plantskola där stjärnor föds.
