Molekularni oblaci se nazivaju zato što imaju dovoljnu gustoću da podrže stvaranje molekula, najčešće H2 molekule. Njihova gustoća čini ih i idealnim mjestima za stvaranje novih zvijezda - a ako stvaranje zvijezda prevladava u molekularnom oblaku, skloni smo mu dati manje formalni naziv zvjezdani rasadnik.
Tradicionalno je stvaranje zvijezda teško proučiti jer se odvija unutar gustih oblaka prašine. Međutim, promatranje udaljenog infracrvenog i sub-milimetarskog zračenja koje dolazi iz molekularnih oblaka omogućava prikupljanje podataka o predzvjezdanim objektima, čak i ako ih se ne može izravno vizualizirati. Takvi se podaci dobivaju iz spektroskopske analize - gdje su spektralne linije ugljičnog monoksida posebno korisne u određivanju temperature, gustoće i dinamike predzvezdanih objekata.
Daleko infracrveno i submilimetarsko zračenje može se apsorbirati vodenom parom u Zemljinoj atmosferi, što astronomiju na ovim valnim duljinama teško postiže s razine mora - ali relativno je lako od niske vlažnosti zraka, na lokacijama velike nadmorske visine, kao što je opservatorij Mauna Kea na Havajima.
Simpson i ostali su proveli podmilimetarsku studiju molekularnog oblaka L1688 u Ophiuchusu, posebno tražeći protozvezdne jezgre s plavim asimetričnim dvostrukim vrhovima (BAD) - što signalizira da jezgra prolazi prve faze gravitacijskog kolapsa kako bi oblikovala protostar. BAD vrh prepoznat je pomoću dopplerove procjene gradijenta brzine plina kroz objekt. Sve ove pametne stvari obavljaju se preko teleskopa James Clerk Maxwell u Mauna Kea, pomoću ACSIS i HARP - spektralnog sustava za automatsko koreliranje i programa heterodinskog prijemnika.
Fizika formiranja zvijezda nije u potpunosti shvaćena. Ali, vjerojatno zbog kombinacije elektrostatičkih sila i turbulencija unutar molekularnog oblaka, molekule se počinju agregirati u grozdove koji se možda spajaju sa susjednim nakupinama sve dok ne postoji zbirka materijala koja je dovoljna da stvori samogravitaciju.
Od ove točke uspostavlja se hidrostatska ravnoteža između gravitacije i tlaka plina predzvezdnog objekta - premda se više tvari nakupi, samogravitacija raste. Objekti se mogu održati unutar raspona mase Bonnor-Ebert - tamo gdje su masivniji objekti u ovom rasponu manji i gušći (Visokotlačni u dijagramu). No, kako se masa i dalje povećava, dostiže se granica Jeans nestabilnosti gdje tlak plina više ne može podnijeti gravitacijski kolaps i materija „infalls“ stvoriti gustu, vruću protozvezdanu jezgru.
Kada temperatura jezgre dostigne 2000 Kelvina, H2 a druge se molekule disociraju kako bi tvorile vruću plazmu. Jezgra još nije dovoljno vruća za pokretanje fuzije, ali zrači svojom toplinom - uspostavljajući novu hidrostatsku ravnotežu između vanjskog toplinskog zračenja i unutarnjeg gravitacijskog povlačenja. U ovom trenutku objekt je i službeno protostar.
Budući da je sada veliko središte mase, protostar je vjerojatno nacrtao disk za okrugli krug oko nje. Kako se nakuplja više materijala, a gustoća jezgre dalje raste, najprije započinje fuzija deuterija - nakon čega slijedi fuzija vodika i tada nastaje glavna zvijezda.
Daljnje čitanje: Simpson i dr. Početni uvjeti formiranja izolirane zvijezde - X. Predloženi evolucijski dijagram za preztellarne jezgre.
