Planeettakuntien synty
Tähtienvälinen aine > Molekulaaristen pilvien gravitaatioluhistuminen

Tähdet syntyvät kun molekulaarisen pilven massa ylittää Jeansin massan
missä  c_{s} on äänen etenemisnopeus,  \rho _{0} on tiheys ja  G
on gravitaatiovakio. Kohteet, joissa pilven massa on suurempi kuin Jeansin massa, ovat tyypillisesti kylmiä – lämpötila matalampi kuin 10 kelviniä – ja niin tiheitä, että lähitähtien säteily ei pääse pilven ytimeen asti. Luhistumista edeltää tavallisesti molekulaarisen pilven fragmentoituminen useaan luhistumiskeskukseen ja siten tuloksena on useimmiten tähtien rypäitä tai ainakin usean tähden järjestelmiä riippuen pilven massajakaumasta ja kokonaismassasta. Tietokonesimulaatioista on saatu selville, että molekulaarisen pilven fragmentoitumiseen ja ainakin kahden tähden järjestelmän syntyyn neljässä tapauksessa viidestä riittää, että turbulensseihin sitoutuneen energian ja gravitaatioenergian suhde on luokkaa 1:20. On siis perusteltua päätellä, että jopa hyvin pienet turbulenssit voivat saada aikaan pilven fragmentoitumisen.
Jeansin massa on osoittautunut hyväksi arvioksi romahtamisen kriteereistä, sillä on havaittu tiivistymiä, jotka ovat romahtamisen kynnyksellä ja niiden massat ovat suunnilleen Jeansin massan suuruisia. Lisäksi niiden massat ovat välillä 0,05–3,0 Auringon massaa eli kyseessä voi olla joukko tiivistymisvaiheessa olevia yksittäisiä tähtiä.
Yksittäiset pilvet, joiden massa ylittää Jeansin massan, ovat tavallisesti tiheimpiä aivan ytimestään, ja tiheys pienenee ytimen etäisyyden funktiona. Tällaiset kohteet romahtavat ensin aivan sisäosistaan, jolloin ulompiin kerroksiin kohdistuva paine vähenee merkittävästi ja nekin romahtavat gravitaation vaikutuksesta. Romahtaminen tapahtuu likimain vapaan putoamisen aikaskaalassa
mikäli vastustavat voimat ovat pieniä suhteessa gravitaatioon. Tietokonesimulaatioiden mukaan muodostuvan järjestelmän tiheysprofiili on tasainen aivan ytimessä ja pienenee tavallisesti ulommilla alueilla kuten kääntäen verrannollisena etäisyyden neliöön, mikä kuvaa hyvin havainnoista saatuja käsityksiä. Vapaan putoamisen aikaskaalan yhtälöstä näkyy, että tiheämmät kohteet romahtavat nopeimmin, mutta likimain homogeenisissa kohteissa vapaaseen putoamisliikkeeseen päässyt materia saavuttaa systeemin keskustan samanaikaisesti riippumatta sen alkuperäisestä etäisyydestä keskuksesta. Tässä vaiheessa pilven eri osissa olevat turbulenssien aiheuttamat tihentymät voivat alkaa luhistua erikseen, jolloin seurauksena on fragmentoituminen ja lopulta usean tähden järjestelmän tai kokonaisen tähtijoukon synty. Syntyvät tähden ovat siten peräisin samasta pilvestä ja niiden pyörimisakselit ja siten myös kertymäkiekot ovat simulaatioiden mukaan lähes samansuuntaisia, mikä on myös havaittu nuorista tähtijoukoista tehdyissä havainnoissa. Myöhemmässä vaiheessa dynaamiset vuorovaikutukset kuitenkin sekoittavat tähtijoukkoa eikä samanlaisia ominaisuuksia enää ole havaittavissa.
Kun molekulaarisen pilven massa on ylittänyt Jeansin massan, sen kiertoimpulssi vaikuttaa merkittävästi luhistumisen lopputulokseen. Kaikilla pilvillä on nollasta poikkeava kiertoimpulssi galaksin pyörimisen vuoksi. Kiertoimpulssin suuruus määrää muodostuuko systeemistä yksi tähti vai kahden tai useamman tähden järjestelmä. Tavallisesti pyörimismäärä on niin suuri, että tähtiä syntyy useampia. Jos luhistuvan järjestelmän pyörimismäärä on riittävän suuri, syntyy rengas- tai sauvamaisia rakenteita, jotka edelleen hajoavat kaksoistähdiksi tai järjestelmiksi, joissa on vieläkin useampia komponentteja. Kiertoimpulssin säilyminen saa siten aikaan toisiaan kiertäviä järjestelmiä, jolloin yksittäisen tiivistymiskeskuksen pyörimismäärä on pienentynyt huomattavasti. Simulaatioissa rengasmaisten rakenteiden synty on kyetty mallintamaan. Niiden dimensiot vastaavat havaittuja kaksoistähtien ja usean tähden järjestelmiä. Pienemmillä pyörimisnopeuksilla puolestaan syntyy sauvamaisia rakenteita, jotka eivät hajoa osiin tai tuloksena on pelkkä kiekko, joka jää systeemin kertymäkiekoksi, ja lopputuloksena on vain yksi tähti.
Riippumatta yksittäisen tiivistymän täsmällisestä syntymekanismista, sen ympärille muodostuu kiekko pyörimisakselin määrittämään tasoon, mikäli systeemissä on vähänkin kiertoimpulssia. Näissä kiekoissa kiertoimpulssi ei edelleenkään voi hävitä, joten materia jää kiertämään keskusta Keplerin lakien mukaisesti ja syntyy prototähti, jolla on kertymäkiekko. Simulaatioissa muodostuneet kiekot ovat lisäksi stabiileja ja niiden koko vastaa havaintoja, joten kertymäkiekkojen synnyn mallit ovat kohtalaisen hyvin sopusoinnussa havaintojen kanssa.