Etapy procesu są dość dobrze poznane dla gwiazd o masie porównywalnej z masą Słońca (lub mniejszej). Dla gwiazd o dużej masie długość procesu kreacji jest porównywalna do skal czasowych ich ewolucji, zatem sam proces powstawania nie jest zbyt dobrze poznany.
Obserwacje Obłok molekularny ma temperaturę kilku do kilkunastu kelwinów, w tej temperaturze cząsteczki wodoru nie oddziaływają z promieniowaniem cieplnym. Informacje o obłoku uzyskuje się na podstawie promieniowania cząsteczek dwuatomowych, głównie tlenku węgla.
Struktura chmury molekularnej i efekty protogwiazdy są najlepiej obserwowane w pasmach przejść rotacyjnych CO i innych molekuł. Pasma te mieszczą się w zakresie milimetrowym i jego okolicach. Promieniowanie protogwiazdy i młodych gwiazd może być obserwowane w zakresie podczerwieni; ekstynkcja pochodząca od reszty chmury jest zazwyczaj zbyt duża, by umożliwić obserwacje w podczerwieni i zakresie widzialnym.
Formowanie się gwiazd może być obserwowane bezpośrednio tylko w obrębie naszej Galaktyki, ale procesy te zostały wykryte również w odległych galaktykach poprzez ich unikatowy charakter widma.
Zobacz też ewolucja gwiazd
Kategoria:Fizyka gwiazd