ジーンズ不安定性
2 km s − 1 ) 3 ( n 10 3 cm − 3 ) − 1 / 2 {\displaystyle M_{J}=\left({\frac {4\pi }{3}}\right)\rho \left({\frac {R_{J}}{2}}\right)^{3}=\left({\frac {\pi }{6}}\right){\frac {c_{s}^{3}}{G^{3/2}\rho ^{1/2}}}\simeq (2{\mbox{M}}_{\odot })\left({\frac {c_{s}}{0.2{\mbox{km s}}^{-1}}}\right)^{3}\left({\frac {n}{10^{3}{\mbox{cm}}^{-3}}}\right)^{-1/2}}
のちに別の天体物理学者が、ジーンズが用いた分析には次の理由で欠陥があると指摘した。それは、ジーンズの分析ではガス雲が収縮する領域は無限の静的星間物質に包囲されていると仮定していたが、現実にはジーンズ長より大きなスケールはすべて不安定で収縮するので、収縮領域を包囲する静的星間物質もまたすべて収縮することになる。その結果、「収縮する背景の密度との比較における」重力不安定性の増大率は、ジーンズが当初分析した予測より緩慢であることがわかった。ハンターの研究によりこの効果が加味され全体が修正された。ジーンズ不安定性は分子雲における星形成を決定する要因であるらしい。