Молекулните облаци се наричат така, защото имат достатъчна плътност, за да поддържат образуването на молекули, най-често Н2 молекули. Тяхната плътност също ги прави идеални места за образуване на нови звезди - и ако образуването на звезди е преобладаващо в молекулярния облак, ние сме склонни да му присвояваме по-малко официалното заглавие на звездни разсадници.
По традиция образуването на звезди е трудно да се изследва, тъй като се осъществява в гъсти облаци прах. Въпреки това, наблюдението на далечно инфрачервено и субмилиметрово излъчване, излизащо от молекулни облаци, позволява събирането на данни за предзвездни обекти, дори и те да не могат да бъдат визуализирани директно. Такива данни се черпят от спектроскопски анализ - където спектралните линии на въглеродния оксид са особено полезни при определяне на температурата, плътността и динамиката на предзвездни обекти.
Далеко инфрачервеното и подмилиметровото излъчване може да бъде погълнато от водни пари в земната атмосфера, което прави астрономията на тези дължини на вълната трудно постижима от морското равнище - но сравнително лесно от места с ниска влажност, на голяма надморска височина, като Обсерваторията Мауна Кеа в Хавай.
Симпсън и др. Предприели подмилиметрово проучване на молекулния облак L1688 в Ophiuchus, особено търсейки протозвездни ядра със сини асиметрични двойни пикове (BAD) - които сигнализират, че ядрото преминава през първите етапи на гравитационния срив, за да се образува протостар. BAD пик се идентифицира чрез доплеров базирани оценки на градиентите на скоростта на газ през обект. Всички тези умни неща се извършват чрез телескопа James Clerk Maxwell в Mauna Kea, като се използват ACSIS и HARP - система за автокорелационна спектрална образна диагностика и програма за получаване на масив Heterodyne.
Физиката на образуването на звезди не е напълно разбрана. Но, вероятно поради комбинация от електростатични сили и турбулентност в молекулен облак, молекулите започват да се агрегират в бучки, които може би се сливат със съседни буци, докато не се събере материал, достатъчно съществен, за да генерира самогравитация.
От този момент се установява хидростатично равновесие между гравитацията и налягането на газа на престеларния обект - макар че с повече материя се натрупва, самогравитацията се увеличава. Обектите могат да бъдат поддържани в масовия диапазон на Bonnor-Ebert - където по-масивните обекти в този диапазон са по-малки и по-плътни (Високо налягане в диаграмата). Но докато масата продължава да се покачва, се достига границата на нестабилността на Jeans, при която налягането на газа вече не може да издържи гравитационния срив и има значение „падане“, за да създаде плътно, горещо протозвездно ядро.
Когато температурата на ядрото достигне 2000 Kelvin, H2 и други молекули се дисоциират, за да образуват гореща плазма. Ядрото все още не е достатъчно горещо, за да управлява синтез, но все пак излъчва топлината си - установявайки ново хидростатично равновесие между външно топлинно излъчване и навътре гравитационно дърпане. Към този момент обектът вече е официално протостар.
Тъй като сега е съществен център на маса, протостарът вероятно ще нарисува окологръбен аккреционен диск около него. Тъй като се натрупва повече материал и плътността на ядрото се увеличава допълнително, първо започва синтезът на деутерий - последван от водороден синтез, в който момент се ражда главна последователност на звездата.
Допълнителна информация: Симпсън и др. Първоначалните условия за образуване на изолирани звезди - X. Предложена еволюционна схема за предзвездни ядра.
