Молекулярні хмари називають так, оскільки вони мають достатню щільність для підтримки утворення молекул, найчастіше Н2 молекули. Їх щільність також робить їх ідеальними місцями для утворення нових зірок - і якщо зірка утворюється в молекулярній хмарі, ми, як правило, надаємо їй менш формальну назву зоряного розплідника.
Традиційно утворення зірок важко вивчити, оскільки воно відбувається в густих хмарах пилу. Однак спостереження за інфрачервоним та субміліметровим випромінюванням, яке виходить з молекулярних хмар, дозволяє збирати дані про дозоряні об'єкти, навіть якщо їх неможливо безпосередньо візуалізувати. Такі дані беруть за допомогою спектроскопічного аналізу - де спектральні лінії оксиду вуглецю особливо корисні при визначенні температури, щільності та динаміки дозоряних об'єктів.
Далеке інфрачервоне та субміліметрове випромінювання може бути поглинене водяною парою в атмосфері Землі, що робить астрономію на цих довжинах хвиль важкою для досягнення рівня моря - але порівняно легко - з низькою вологістю повітря, місцями великої висоти, такими як Обсерваторія Мауна-Кеа на Гаваях.
Сімпсон та ін проводили субміліметрове дослідження молекулярної хмари L1688 в Опіхусі, особливо шукаючи протозоряні ядра з синіми асиметричними подвійними піками (BAD) - які сигналізують про те, що ядро переживає перші стадії гравітаційного колапсу, щоб утворити протостар. Пік БАД ідентифікується за допомогою допплерівських оцінок градієнтів швидкості газу через об'єкт. Все це вміло робиться за допомогою телескопа Джеймса Клерка Максвелла в Мауна-Кеа, використовуючи ACSIS та HARP - Спектральну систему візуалізації автокореляції та програму прийому масивів гетеродина.
Фізика утворення зірок до кінця не вивчена. Але, імовірно, завдяки поєднанню електростатичних сил і турбулентності в межах молекулярної хмари, молекули починають агрегуватися в скупчення, які, можливо, зливаються з сусідніми згустками, поки не буде зібраний матеріал, достатній для створення самогравітації.
З цього моменту встановлюється гідростатична рівновага між силою тяжіння та тиском газу престелярного об'єкта - хоча в міру нагромадження більшої кількості речовини самогравітація зростає. Об'єкти можна підтримувати в межах масового діапазону Боннора-Еберта - де більш масивні об'єкти в цьому діапазоні менші і щільніші (Високий тиск на схемі). Але в міру того, як маса продовжує зростати, досягається межа нестабільності Джинсу, коли тиск газу вже не може протистояти гравітаційному колапсу і матерія «падає», щоб створити щільне, гаряче протозоряне ядро.
Коли температура ядра досягне 2000 Келвін, H2 та інші молекули дисоціюють, утворюючи гарячу плазму. Сердечник ще недостатньо гарячий для протікання плавлення, але він випромінює свою теплоту, встановлюючи нову гідростатичну рівновагу між зовнішнім тепловим випромінюванням та внутрішньою гравітаційною тягою. На даний момент об’єкт офіційно є протозіркою.
Будучи зараз значним центром маси, протостар, швидше за все, намалював навколо нього круговий накопичувальний диск. Оскільки в ньому накопичується більше матеріалу, а щільність ядра збільшується далі, спочатку починається синтез дейтерію - слідом за тим, як відбувається синтез водню, і в цей момент народжується головна зірка послідовності.
Подальше читання: Сімпсон та ін. Початкові умови утворення ізольованої зірки - X. Запропонована еволюційна схема для дозоряних ядер.
