Molekulāros mākoņus sauc tāpēc, ka tiem ir pietiekams blīvums, lai atbalstītu molekulu, visbiežāk H, veidošanos2 molekulas. To blīvums padara tās arī par ideālām vietām jaunu zvaigžņu veidošanai - un, ja zvaigžņu veidošanās ir izplatīta molekulārā mākonī, mēs mēdzam tai piešķirt mazāk formālu zvaigžņu bērnistabas nosaukumu.
Parasti zvaigžņu veidošanos ir grūti pētīt, jo tā notiek biezos putekļu mākoņos. Tomēr tālu infrasarkanā un submilimetru starojuma novērošana, kas iznāk no molekulāriem mākoņiem, ļauj apkopot datus par priekštelpu objektiem, pat ja tos nevar tieši vizualizēt. Šādi dati iegūti no spektroskopiskās analīzes - oglekļa monoksīda spektrālās līnijas ir īpaši noderīgas, lai noteiktu prestelāru objektu temperatūru, blīvumu un dinamiku.
Tālu infrasarkano staru un zem milimetru starojumu Zemes atmosfērā var absorbēt ūdens tvaiki, padarot astronomiju šajos viļņu garumos grūti sasniedzamu no jūras līmeņa - bet salīdzinoši viegli no zema mitruma un liela augstuma vietām, piemēram, Mauna Kea observatorija Havaju salās.
Simpsons et al. Veica molekulārā mākoņa L1688 submilimetru pētījumu Ophiuchusā, īpaši meklējot protostellāras serdes ar ziliem asimetriskiem dubultiem (BAD) pīķiem - tie norāda, ka kodols iziet pirmos gravitācijas sabrukuma posmus, veidojot protostaru. BAD maksimums tiek noteikts, izmantojot Doplera aprēķinus par gāzes ātruma gradientu objektā. Visas šīs gudrās lietas tiek veiktas, izmantojot Džeimsa ierēdņa Maksvela teleskopu Mauna Kea, izmantojot ACSIS un HARP - automātiskās korelācijas spektra attēlveidošanas sistēmu un Heterodīna masīva uztvērēju programmu.
Zvaigžņu veidošanās fizika nav pilnībā izprotama. Bet, domājams, sakarā ar elektrostatisko spēku un turbulences apvienojumu molekulārā mākonī, molekulas sāk apkopoties salikumos, kas, iespējams, saplūst ar blakus esošajiem pikas, līdz ir materiāla kolekcija, kas ir pietiekami būtiska, lai radītu pašsmagumu.
No šī brīža tiek izveidots hidrostatiskais līdzsvars starp prestelāra objekta gravitāciju un gāzes spiedienu - lai gan, palielinoties matērijai, palielinās pašsmagums. Objektus var uzturēt Bononas-Eberta masas diapazonā - ja masīvāki objekti šajā diapazonā ir mazāki un blīvāki (Augstspiediena diagrammā). Bet, turpinoties masas kāpumam, tiek sasniegts džinsu nestabilitātes ierobežojums, kurā gāzes spiediens vairs nevar izturēt gravitācijas sabrukumu un būtiskas “piepūles”, lai izveidotu blīvu, karstu pirmstvaigžņu kodolu.
Kad serdeņa temperatūra sasniedz 2000 kelvinus, H2 un citas molekulas disociējas, veidojot karstu plazmu. Kodols vēl nav pietiekami karsts, lai virzītu saplūšanu, bet tas tomēr izstaro siltumu - izveidojot jaunu hidrostatisko līdzsvaru starp ārējo termisko starojumu un gravitācijas vilci uz iekšu. Šajā brīdī objekts tagad oficiāli ir protostārs.
Tā kā protostārs tagad ir ievērojams masas centrs, tas, visticamāk, zīmē ap to apļveida akreces disku. Tā kā tajā ir vairāk materiāla un serdes blīvums vēl vairāk palielinās, vispirms sākas deitērija saplūšana - pēc tam seko ūdeņraža saplūšana, kurā dzimst galvenā secības zvaigzne.
Papildu informācija: Simpsons et al. Izolēto zvaigžņu veidošanās sākotnējie apstākļi - X. Ieteicama evolūcijas diagramma prestellarajiem kodoliem.
