CUỘC SỐNG CỦA MÂY ĐEN
Những đám mây phân tử được sắp xếp phức tạp hơn nhiều so với những đám mây hơi nước mà chúng ta đã quen thuộc trong khí quyển Trái Đất.
Phía ngoài mây phân tử được bao phủ bằng một lớp khí nguyên tử dày, vì rằng bức xạ của các ngôi sao lọt vào đó phá huỷ các phân tử mỏng manh. Nhưng bụi có ở lớp ngoài hấp thụ bức xạ, còn ở sâu hơn, trong lòng tối của đám mây, khí hầu như được cấu tạo hoàn toàn từ các phân tử.
Cấu trúc các đám mây luôn luôn thay đổi dưới tác động của sự va đập lẫn nhau, của sự nung nóng bởi bức xạ sao, của áp lực từ trường giữa các sao. Trong các phần khác nhau của đám mây, mật độ khí khác nhau tới hàng nghìn lần (nước có mật độ lớn hơn không khí trong phòng cũng bằng ngần ấy lần). Khi mật độ mây (hoặc của độ phận riêng biệt của nó) trở thành lớn đến nỗi lực hấp dẫn thắng được áp suất khí thì mây bắt đầu co lại (suy sập) không cản nổi.
Kích thước của nó nhỏ đi ngày càng nhanh, còn mật độ thì tăng lên. Sự không đồng nhất không lớn của mật độ trong quá trình suy sập tăng lên và kết quả là mây bị phân đoạn nghĩa là bị rời ra thành từng phần và mỗi phần lại tiếp tục sự co lại độc lập.
Khi suy sập, nhiệt độ và áp suất khí tăng lên, điều đó ngăn cản sự tăng mật độ tiếp theo. Nhưng chừng nào đám mây còn trong suốt đối với bức xạ thì nó dễ dàng nguội đi và sự co nén vẫn không dừng lại. Bụi vũ trụ đóng vai trò quan trọng trong giai đoạn tiếp theo. Mặc dù về khối lượng nó chỉ chiếm 1 % vật chất giữa các sao, nhưng đó là thành phần rất quan trọng của mây. Trong những đám mây tối những hạt bụi bức xạ hồng ngoại, bức xạ này rất dễ từ bỏ đám mây, mang theo nhiệt lượng thừa. Cuối cùng vì sự tăng mật độ của các đoạn riêng lẻ của đám mây mà khí bắt đầu bót trong suốt. Sự làm nguội trở nên khó khăn hơn và áp suất tăng lên làm ngừng sự suy sập. Trong tương lai từ mỗi đoạn lại hình thành một ngôi sao và tất cả chúng gộp lại tạo thành một nhóm những ngôi sao trẻ trong lòng đám mây phân tử.
Sự suy sập của phần dày đặc của đám mây thành ngôi sao và thường xuyên hơn thành nhóm sao tiếp diễn trong vài triệu năm (tương đối nhanh theo quy mô vũ trụ). Những ngôi sao mói sinh làm nóng khí ở xung quanh và dưới tác động của áp suất cao những mảnh mây còn lại bay tản mát tứ phía. Chính giai đoạn này được chúng ta nhìn thấy ở tinh vân Thợ Săn. Nhưng các thế hệ tương lai của sao vẫn tiếp tục được hình thành ở những vùng lân cận với nó. Những đám mây này hoàn toàn không trong suốt đối với ánh sáng và chúng được quan sát chỉ nhờ các kính thiên văn vô tuyến và hồng ngoại.
