Formación estelar: Diferenzas entre revisións

| title=Accretion Processes in Star Formation | page=4

| publisher=Cambridge University Press | isbn=0-521-78520-0 }}</ref> Poden ser observados como nubes escuras perfiladas contra o fondo brillante das [[nebulosa de emisión|nebulosas de emisión]] ou estrelas. Aproximadamente a metade dos glóbulos de Bok coñecidos conteñen novas estrelas en formación.<ref>{{Cita libro | first=Michael David | last=Smith | date=2004

[[Ficheiro:ALMA witnesses assembly of galaxy in early Universe (annotated).jpg|miniatura|Ensamblaxe da galaxias no Universo inicial.<ref>{{Cita web|title=ALMA Witnesses Assembly of Galaxies in the Early Universe for the First Time|url=http://www.eso.org/public/news/eso1530/|accessdate=23 de xullo de 2015}}</ref>]]

 

| first=Sun | last=Kwok | date=2006

| title=Physics and chemistry of the interstellar medium

}}</ref> Se unha nube é masiva dabondo como para que a presión de gas sexa insuficiente para soportala, dita nube sufrirá un [[colapso gravitacional]]. A masa á cal unha nube sofre ese colapso denomínase [[masa de Jeans]]. A masa de Jeans depende da temperatura e densidade da nube, pero é tipicamente de miles ou decenas de miles de masas solares.<ref name=prialnik /> Isto coincide coa masa típica dun [[cúmulo aberto]] de estrelas, o cal é o produto final da nube en colapso.<ref>{{Cita libro | first=E. | last=Battaner

| title=Astrophysical Fluid Dynamics

 

Unha nube protoestelar continuará colapsándose sempre e cando a enerxía que a liga gravitacionalmente non sexa eliminada. Este exceso de enerxía pérdese primariamente por radiación. Porén, a nube en colapso farase finalmente opaca á súa propia radiación, e a enerxía debe ser eliminada por algún outro mecanismo. O po que hai na nube quece ata temperaturas de 60 a 100&nbsp;K, e estas partículas radian a lonxitudes de onda do infravermello distante no que a nube é tranparente. Así o po favorece un maior colapso da nube.<ref>{{Cita libro

| publisher=Springer | isbn=3-540-73477-5 }}</ref>