Molekularni oblaki se imenujejo tako, ker imajo dovolj gostote, da podpirajo nastajanje molekul, najpogosteje H2 molekule. Zaradi njihove gostote so tudi idealna mesta za nastanek novih zvezd - in če nastajanje zvezd prevladuje v molekularnem oblaku, mu ponavadi dajemo manj formalni naziv zvezdne drevesnice.
Tradicionalno je nastajanje zvezd težko proučiti, saj poteka znotraj debelih oblakov prahu. Vendar opazovanje daljnosežnega in submilimetrskega sevanja, ki izhaja iz molekularnih oblakov, omogoča zbiranje podatkov o predzvezdnih predmetih, tudi če jih ni mogoče neposredno prikazati. Takšni podatki so izpeljani iz spektroskopske analize - kjer so spektralne črte ogljikovega monoksida še posebej uporabne pri določanju temperature, gostote in dinamike predzvezdnih predmetov.
Dalečno infrardeče in submilimetrsko sevanje lahko absorbira vodna para v Zemljini atmosferi, zaradi česar je astronomija na teh valovnih dolžinah težko dosegljiva od morske gladine - a razmeroma enostavna zaradi lokacij z nizko vlažnostjo, na visoki nadmorski višini, kot je Observatorij Mauna Kea na Havajih.
Simpson in drugi so se lotili podmilimetrske študije molekularnega oblaka L1688 v Ophiuchusu, zlasti iskali protozvezdna jedra z modrimi asimetričnimi dvojnimi vrhovi (BAD) - ki signalizirajo, da jedro doživlja prve stopnje gravitacijskega kolapsa, da bi postalo protostar. Vrh BAD se ugotovi s pomočjo Dopplerjevih ocen gradientov hitrosti plina skozi objekt. Vse te pametne stvari se opravijo s teleskopom James Clerk Maxwell v Mauna Kea z uporabo ACSIS in HARP - sistema za spektralno slikanje s samodejno korelacijo in programa sprejemnikov matričnega sprejemnika Heterodyne.
Fizika nastajanja zvezd ni popolnoma razumljena. Toda, verjetno zaradi kombinacije elektrostatičnih sil in turbulenc v molekularnem oblaku, se molekule začnejo strjevati v grude, ki se morda združijo s sosednjimi grudami, dokler ni zbranega materiala, ki je dovolj velik, da lahko ustvari samo gravitacijo.
Od tega trenutka se med gravitacijo in tlakom plina predzvezdnega objekta vzpostavi hidrostatično ravnovesje - čeprav se več snovi nabira, se samogravitacija poveča. Predmeti se lahko vzdržujejo v masnem območju Bonnor-Ebert - kjer so bolj obsežni predmeti v tem območju manjši in gostejši (Visok pritisk v diagramu). Ker pa se masa še naprej povečuje, je dosežena Jeans nestabilnostna meja, kjer tlak plina ne more več vzdržati gravitacijskega kolapsa in zadeve 'pade', kar bi ustvarilo gosto, vroče jedro protozvezdnikov.
Ko temperatura jedra doseže 2000 Kelvin, H2 in druge molekule disociirajo, da tvorijo vročo plazmo. Jedro še ni dovolj vroče za pogon fuzije, vendar vseeno izžareva svojo toploto - vzpostavi novo hidrostatsko ravnovesje med zunanjim toplotnim sevanjem in navznoter gravitacijskim potegom. Na tem mestu je predmet zdaj uradno protostar.
Ker je zdaj veliko množično središče mase, bo protostar verjetno okoli njega narisal obkrožen diskrecijski disk. Ko se nabira več materiala, gostota jedra pa se še poveča, se najprej začne fuzija devterija - sledi fuzija vodika in takrat se rodi zvezda glavnega zaporedja.
Nadaljnje branje: Simpson in sod. Začetni pogoji nastajanja izolirane zvezde - X. Predlagani evolucijski diagram predzvezdnih jeder.
