Awan molekul disebut demikian kerana mempunyai ketumpatan yang mencukupi untuk menyokong pembentukan molekul, yang paling sering H2 molekul. Ketumpatannya juga menjadikan mereka tempat yang ideal untuk pembentukan bintang baru - dan jika pembentukan bintang lazim di awan molekul, kita cenderung memberikannya gelaran semaian bintang yang kurang formal.
Secara tradisinya, pembentukan bintang sukar dikaji kerana ia berlaku di dalam awan debu yang tebal. Walau bagaimanapun, pemerhatian radiasi inframerah jauh dan sub-milimeter yang keluar dari awan molekul memungkinkan data dikumpulkan mengenai objek-objek prestel, walaupun mereka tidak dapat langsung dilihat. Data tersebut diambil dari analisis spektroskopi - di mana garis spektrum karbon monoksida sangat berguna dalam menentukan suhu, ketumpatan dan dinamika objek-objek prestellar.
Sinaran inframerah jauh dan sub-milimeter dapat diserap oleh wap air di atmosfer Bumi, menjadikan astronomi pada panjang gelombang ini sukar dicapai dari permukaan laut - tetapi agak mudah dari kelembapan rendah, lokasi ketinggian tinggi seperti Balai Cerap Mauna Kea di Hawaii.
Simpson et al melakukan kajian sub-milimeter awan molekul L1688 di Ophiuchus, terutama mencari teras protostellar dengan puncak ganda asimetris biru (BAD) - yang menandakan bahawa inti sedang menjalani tahap pertama keruntuhan graviti untuk membentuk protostar. Puncak BAD dikenal pasti melalui anggaran berdasarkan Doppler mengenai kecerunan halaju gas melintasi suatu objek. Semua perkara pintar ini dilakukan melalui Teleskop James Clerk Maxwell di Mauna Kea, menggunakan ACSIS dan HARP - Sistem Pengimejan Spektral Korelasi Auto dan Program Penerima Array Heterodyne.
Fizik pembentukan bintang tidak difahami sepenuhnya. Tetapi, mungkin disebabkan oleh gabungan kekuatan elektrostatik dan pergolakan dalam awan molekul, molekul mula bergabung menjadi gumpalan yang mungkin bergabung dengan gumpalan yang berdekatan sehingga terdapat koleksi bahan yang cukup besar untuk menghasilkan gravitasi diri.
Dari sudut ini, keseimbangan hidrostatik dijumpai antara graviti dan tekanan gas objek prestellar - walaupun semakin banyak jirim bertambah, graviti diri meningkat. Objek dapat dikekalkan dalam julat jisim Bonnor-Ebert - di mana objek yang lebih besar dalam julat ini lebih kecil dan padat (Tekanan tinggi dalam rajah). Tetapi ketika massa terus meningkat, Had Ketidakstabilan Jeans dicapai di mana tekanan gas tidak lagi dapat menahan keruntuhan graviti dan bahan 'masuk' untuk mewujudkan teras protostellar yang padat dan panas.
Apabila suhu teras mencapai 2000 Kelvin, H2 dan molekul lain berpisah untuk membentuk plasma panas. Inti belum cukup panas untuk mendorong peleburan tetapi ia memancarkan kepanasannya - mewujudkan keseimbangan hidrostatik baru antara sinaran termal luar dan tarikan graviti ke dalam. Pada ketika ini objek tersebut kini secara rasmi menjadi protostar.
Menjadi pusat jisim yang besar, protostar kemungkinan akan menarik cakera penambah keadaan di sekelilingnya. Oleh kerana ia memperoleh lebih banyak bahan dan ketumpatan inti meningkat lebih jauh, peleburan deuterium bermula pertama - diikuti oleh peleburan hidrogen, pada ketika itu bintang urutan utama dilahirkan.
Bacaan lanjut: Simpson et al. Keadaan awal pembentukan bintang terpencil - X. Gambarajah evolusi yang dicadangkan untuk teras prestellar.
