'''分子雲'''（英語：Molecular cloud 或 Stellar nursery），是 [[ 星際雲 ]] 的一種，主要是由 [[ 氣體 ]] 和固態 [[ 微塵 ]] 所組成。分子雲中存在大量 [[ 塵埃 ]] 和許多氣體核，稱為團塊。如果重力足以引起塵埃和氣體坍塌，則這些團塊是 [[ 恆星 ]] 形成的開始。其規模沒有一定的範圍，直徑最大可超過100 [[ 光年 ]] ，總質量可達 [[ 太陽 ]] 的 106 倍。

分子雲，是一種類型的 [[ 星 際 雲 ]] ， [[ 密度 ]] 和大小，其中允許分子的形成，最常見的分子氫（H<small><small>2</small></small>）。這與星際介質的其他主要包含電離氣體的區域相反。 分子雲主要的組成已是氫分子，溫度大致上在10~20 K之間，平均密度約在100 個分子∕立方公分左右。分子雲內部的緻密核（dense cores），密度更可達到10的6次方個分子/立方公分。因為分子雲的密度非常高，重力的作用較為明顯，尤其緻密核更是恆星星團的誕生地。分子雲的規模有大有小，最大的巨分子雲（giant molecular clouds, GMCs）總質量可上達10的七次方太陽質量，也就是10的34次方公噸。分子雲是宇宙物質分布中一個很特殊的態，佔了整體空間中不到1%，卻是許多物理現象交互作用的所在。<ref>[http://scimonth.blogspot.com/2018/05/blog-post_49.html 星星的搖籃-分子雲]科學月刊</ref>

氫分子很難通過 [[ 紅外 線]] 和無線電觀測來檢測，因此最常用於確定H<small><small>2</small></small>存在的 [[ 分子 ]] 是 [[ 一氧化碳 ]] （CO）。在銀河系中，氫分子氣體在星際物質中佔不到百分之一的體積，但它依然是在 [[ 太陽 ]] 環繞銀河中心公轉軌道以內最密集，並且佔有大約一半質量的氣體。

氫分子（H<small><small>2</small></small>）是分子雲中最普遍的組成物質之一。根據估計， 每 1 每1 立方公分的分子雲內大約 有 104 有104 個氫分子；而在物質較密集的區域（如分子雲的核心），1cm3 內的氫分子則約 有 105 有105 個。氫分子很難被直接偵測到。通常是利用 [[ 一氧化碳 ]] （CO）偵測氫分子。一氧化碳輻射的光度與分子氫質量的比例幾乎是常數。

在銀河系中，分子氣體在星際物質中佔不到百分之一的體積，但它依然是在太陽環繞 [[ 銀河 系]] 中心公轉軌道以內最密集，並且佔有大約一半質量的氣體。這些分子氣體大多在距離銀河中心3.5至7.5千秒差距的環形區域中（太陽距離中心大約是8.5千秒差距）。對本星系的大尺度一氧化碳成圖表明，這種氣體出現的位置和本星系的旋臂相關。這些分子氣體主要出現在旋臂上，表明分子雲形成和消散的時間應該少於一千萬年，因為這是物質穿越旋臂所要花費的時間。

分子雲，特別是巨分子雲，通常也是天文物理邁射（astronomical masers）的來源。巨分子雲（GMCs）是大量分子氣體的集合體，質量介於104–106倍太陽質量。雲氣的直徑可以達到數十個秒差距，密度則在每立方公分102–103個粒子（在太陽附近是平均每立方公分一個粒子）。在這些 [[ 雲 ]] 氣內的次結構有複雜的形式，包括絲狀體、片狀、氣泡和不規則的團塊等。

密度最高的絲狀體和團塊部分稱為「分子雲核」，而密度最高的分子雲核，就稱為「稠密分子雲核」，密度可以高達每立方公分104–106個粒子。在觀測上，可以用一氧化碳搜尋分子雲核，用氨搜尋稠密分子雲核。集中在分子雲核的塵埃會阻擋背景的星光，造成星際消光的效果形成 [[ 暗星雲 ]] 。

巨分子雲通常在其所在天區的星座範圍內佔有明顯的位置，因此經常會用星座命名，例如 [[ 獵戶座 ]] 分子雲（OMC）或是 [[ 金牛座 ]] 分子雲（TMC）。這些分子雲圍繞著太陽成為一個環形的陣列，稱為古爾德帶。在銀河系內質量最大的分子雲是人馬座B2，在距離銀河中心120秒差距處形成一道環。人馬座的區域含有豐富的化學元素，是 [[ 天文學家 ]] 在星際空間中尋找新分子的良好標本。

孤立的、引力束縛的， [[ 質量 ]] 在數百個太陽質量以下的小分子雲稱為包克球。在這種小分子雲中密度最高的區域與在巨分子雲的分子雲核等價，因此常出現在同樣研究之中。

在1984年， [[ 紅外線 ]] 天文 [[ 衛星 ]] （IRAS） 証 認 證 了一種新型的彌散分子雲。這些彌散成絲狀的雲在高銀緯的地區（離開銀河盤面的空間）可觀測到，雲氣中每立方公分大約有30顆粒子。

目前 [[ 宇宙 ]] 新誕生的恆星完全都是在分子雲中被製造出來的，這是它們在適當的低溫和高壓下的自然結果，因為導致塌縮的引力可以超出抗拒塌縮的內部壓強。觀測證據也表明，巨大的、正在形成 [[ 恆星 ]] 的 [[ 雲 ]] 在很大程度上是被它們自身的引力束縛的（如同恆星、行星和星系），而不是由外部壓力束縛（像地球大氣層中的雲彩那樣）。這證據源於從 [[ 一氧化碳 ]] （CO）譜線寬度推測出的湍流速度與軌道速率成比例（均功關係）。

分子雲的物理性質很難理解並且仍有爭議，它們的內部運動由寒冷和磁化氣體的湍流所控制。大質量分子雲湍流的運動遠超過音速，但是可與 [[ 磁場 ]] 擾動的速度相比。這種狀態被認為會迅速失去能量，不是會整體塌縮就是具有穩定的能量回注。同時，在分子雲大部分的質量形成恆星之前， 牠 它 們也會被一些過程瓦解──最可能是大質量恆星的作用。