Локалізація і типи «зоряних колисок»
У спіральних галактиках, в тому числі і в нашому Чумацькому Шляху, молекулярні хмари розташовуються не безладно, а головним чином в межах площини диска – в спіральних рукавах на деякому видаленні від галактичного центру. В іррегулярних галактиках локалізація подібних зон носить випадковий характер. Що стосується еліптичних галактик, газопилові структури та молоді зірки у них не спостерігаються, і прийнято вважати, що даний процес там практично не йде.
Хмари можуть являти собою як гігантські – в десятки і сотні світлових років – молекулярні комплекси зі складною структурою і великими перепадами щільності (наприклад, знамените Хмара Оріона всього в 1300 світлових роках від нас), так і ізольовані компактні утворення, звані глобулами Боки.
Умови утворення зірки
Народження нового світила вимагає неодмінного розвитку в газопиловому хмарі гравітаційної нестійкості. В силу різних динамічних процесів внутрішнього і зовнішнього походження (наприклад, різних швидкостей обертання у різних областях хмари неправильної форми або проходження ударної хвилі при вибуху наднової по сусідству) щільність розподілу речовини в хмарі коливається. Але далеко не кожна виникає флуктуація густини веде до подальшого стиснення газу і появи зірки. Протидіють цьому магнітні поля в хмарі і турбулентність.
Область підвищеної концентрації речовини повинна володіти довжиною, достатньою для того, щоб гравітація могла протистояти силі пружності (градієнту тиску) газопилової середовища. Такий критичний розмір називається радіусом Джинса (англійський фізик і астроном, який заклав на початку XX століття основи теорії гравітаційної нестійкості). Маса, укладена в межах джинсовского радіусу, також не повинна бути менше деякої величини, і ця величина (маса Джинса) пропорційна температурі.
Зрозуміло, що чим холодніше й щільніше середовище, тим менше критичний радіус, при якому флуктуація не згладиться, а продовжить ущільнення. Далі освіта зірки протікає в декілька етапів.
