* 浸透塵： 高密度の分子雲は、ダスト粒子の存在により、目に見える光に不透明です。 より長い波長を備えた赤外線放射は、これらの雲に浸透し、地球に到達する可能性があります。
* 分子署名： 星形成プロセスに関連するものを含む多くの分子は、赤外線に特徴的なスペクトル線を持っています。 これにより、天文学者はこれらの雲の化学組成を特定して研究することができます。
* 熱放射： 分子雲内のほこり粒は、目に見える光を吸収し、赤外線で再放射します。 この熱放射は、雲の温度と密度に関する情報を提供します。
* 星形成プロセス： 赤外線観測は、次のような星の出生に関連する重要な特徴を明らかにします。
* プロトスタル： これらの若い星はまだ雲の中に埋め込まれており、その赤外線放出はその形成の証拠を提供します。
* 流出： プロトスタルから追い出されたガスとほこりの噴射は、赤外線で際立っています。
* ディスク： プロトスターを囲むガスとダストのディスクも、赤外線で観察可能です。
特定の赤外線波長：
* 近赤外（NIR）： 1-5マイクロメートル - 温かいほこりや若い星を観察するのに役立ちます。
* Mid-Infrared（miR）： 5-40マイクロメートル - より冷たいダストと分子放出系統の調査に最適です。
* far-infrared（fir）： 40-1000マイクロメートル - 最も冷たいほこりと大規模な雲構造に関する情報を提供します。
他の波長：
赤外線は最も重要ですが、他の波長も役割を果たします。
* サブミリメーター： この範囲は、遠赤外線よりも長く、分子雲の最も寒くて密な領域を研究するのに役立ちます。
* 無線： 無線望遠鏡は、特定の無線周波数で放射する分子を観察し、雲の化学組成に関する情報を提供します。
結論として、赤外線天文学は、私たちがほこりを見て、関係する複雑なプロセスを研究できるようにすることで、密な分子雲の星形成の理解に革命をもたらしました。
