עננים מולקולריים נקראים כך מכיוון שיש להם צפיפות מספקת כדי לתמוך ביצירת מולקולות, לרוב H2 מולקולות. הצפיפות שלהם הופכת אותם גם לאתרים אידיאליים להיווצרות כוכבים חדשים - ואם היווצרות כוכבים נפוצה בענן מולקולרי, אנו נוטים לתת לו את הכותרת הפחות פורמלית של משתלת הכוכבים.
באופן מסורתי, קשה היה ללמוד את היווצרות הכוכבים שכן היא מתרחשת בתוך ענני אבק עבים. עם זאת, התבוננות בקרינת רחוק אינפרא אדום ורחוק מתחת למילימטר היוצאת מעננים מולקולריים מאפשרת לאסוף נתונים על עצמים יוקרתיים, אפילו אם לא ניתן לדמיין אותם ישירות. נתונים כאלה שואבים מניתוח ספקטרוסקופי - כאשר קווים ספקטרליים של חד תחמוצת הפחמן מועילים במיוחד לקביעת הטמפרטורה, הצפיפות והדינמיקה של חפצים יוקרתיים.
קרינת אינפרא אדום רחוק ותת-מילימטר יכולה להיספג על ידי אדי מים באטמוספירה של כדור הארץ, מה שמקשה על אסטרונומיה באורכי גל אלה מגובה פני הים - אך קל יחסית ממיקומי לחות נמוכים, בגובה רב כמו מצפה הכוכבים מאונה קאה בהוואי.
סימפסון ואח 'ביצעו מחקר מתחת למילימטר של הענן המולקולרי L1688 באופיוצ'וס, ובמיוחד חיפשו ליבות פרוטוסטלריות עם פסגות כפולות אסימטריות כחולות (BAD) - המסמלות כי גרעין עובר את השלבים הראשונים של התמוטטות הכבידה ליצירת פרוטוסטאר. שיא BAD מזוהה באמצעות הערכות מבוססות דופלר של מדרגות מהירות הגז על פני עצם. כל הדברים החכמים האלה נעשים באמצעות הטלסקופ ג'יימס פקיד מקסוול במאונה קאה, באמצעות ACSIS ו- HARP - מערכת ההדמיה הספקטרלית-קורלציה אוטומטית ותוכנית המקלטים למערך הטרודין.
הפיזיקה של היווצרות כוכבים אינה מובנת לחלוטין. אבל, ככל הנראה בגלל שילוב של כוחות אלקטרוסטטיים וסערה בתוך ענן מולקולרי, מולקולות מתחילות להצטבר לגושים שמתאחדים אולי עם גושים סמוכים עד שיש אוסף של חומר מהותי מספיק בכדי לייצר כוח משיכה עצמי.
מנקודה זו, נוצר שיווי משקל הידרוסטטי בין כוח המשיכה לבין לחץ הגז של האובייקט היוקרתי - אם כי ככל שמצטברים יותר חומר, כוח הכובד העצמי עולה. ניתן לקיים חפצים בטווח המוני של בונור-אברט - שם עצמים מאסיביים יותר בטווח זה קטנים וצפופים יותר (לחץ גבוה בתרשים). אך ככל שמיסה ממשיכה לטפס, מגיעה מגבלת חוסר היציבות של ג'ינס, שם לחץ הגז כבר לא יכול לעמוד בקריסת כבידה וחומר 'נכנסים' ליצירת גרעין פרוטוסטלי צפוף וחם.
כאשר טמפרטורת הליבה מגיעה ל 2000 קלווין, ח2 ומולקולות אחרות מתנתקות ליצירת פלזמה חמה. הגרעין עדיין לא מספיק חם בכדי להניע את האיחוי, אך הוא מקרין את החום שלו - מה שמקים שיווי משקל הידרוסטטי חדש בין קרינה תרמית כלפי חוץ ומשיכה כבידה פנימית. בשלב זה האובייקט הוא כעת רשמית פרוטוסטאר.
בהיותו כעת מרכז מסה משמעותי, קרוב לוודאי שהפרוטוסטאר מצייר סביבו דיסק ההקרדה סביבו. ככל שהוא מצטבר יותר חומר וצפיפות הליבה גדלה עוד יותר, היתוך הדאוטריום מתחיל תחילה - ואחריו היתוך מימן, ואז נולד כוכב ברצף הראשי.
לקריאה נוספת: Simpson et al. התנאים הראשוניים של היווצרות כוכבים מבודדים - X. תרשים אבולוציוני מוצע לליבות יוקרתיות.
