Во многих случаях молекулярные облака гравитационно неустойчивы. Впервые проблема образования звезд путем конденсации межзвездного газа была рассмотрена Джинсом. Джинс показал, что волны плотности ( тяжелый звук , т.е. звуковые волны с учетом самогравитации газа) при некоторых условиях имеют растущую амплитуду, что приводит к разбиению газа на фрагменты и последующему сжатию в протозвездные конденсации. Критерий Джинса следует из дисперсионного уравнения для волн плотности с частотой w в однородной среде плотности r:

где vзв– скорость звука, k = 2p/l – волновое число. Неустойчивы и коллапсируют возмущения плотности, характерный размер которых

если принять, что газ молекулярный и имеет нормальные космические обилия элементов (показатель адиабаты g = 1.4, молекулярный вес m = 2.3). Критерий неустойчивости для массы газа:

MJ – джинсовская масса.

Картографирование молекулярных облаков, например, в линии CO (рис. 5.15) показывает наличие множества конденсаций, многие из которых дадут начало протозвездам. Плотность газа в конденсациях до 106 см–3, температура иногда не превышает 10 K, хотя встречаются и горячие конденсации (до нескольких сот K, в которых уже пошел процесс звездообразования). Как правило, крупное молекулярное облако создает целую группу звезд, или звездную ассоциацию. Многие ассоциации OB-звезд пространственно коррелируют с ГМО. В конечном счете излучение горячих звезд, воздействие звездного ветра и вспышки наиболее массивных звезд как сверхновых приводят к диссоциации молекул, ионизации газа, образованию оболочечной структуры в межзвездном газе и разрушению родительского облака спустя ~108 лет после начала коллапса первых протозвездных конденсаций. Впоследствии разбросанный газ облака собирается в другой области межзвездной среды, вновь конденсируется в ГМО, и процесс повторяется. ГМО и звездные ассоциации локализованы в спиральных рукавах Галактики, там, где плотность газа наибольшая. Согласно теории волн плотности спиральной структуры, при втекании межрукавного газа внутрь рукава образуется ударная волна, которая сжимает газ и создает более благоприятные условия для коллапса и звездообразования. Поэтому звездные ассоциации и другие молодые объекты (мазерные радиоисточники, зоны HII) концентрируются к краям спиральных рукавов: ведущим во внешней области Галактики (где скорость спиральной волны плотности больше скорости газа и волна догоняет газ) или отстающим во внутренней области (где газ догоняет волну). Смещение молодых объектов к краям рукавов относительно потенциального минимума рукава (и максимума плотности HI) подтверждается сравнением лучевых скоростей линий 21 см HI со скоростями зон HII (по рекомбинационным радиолиниям) и мазерных радиоисточников. Разности скоростей соответствуют смещениям к краям рукавов.

Процесс образования звезд доступен наблюдению в оптическом диапазоне только на заключительной стадии, когда звездная ассоциация уже возникла и разрушила родительское ГМО. Из-за высокой экстинкции света в ГМО ранние стадии звездообразования могут исследоваться только в ИК - и радиодиапазоне. Вначале на месте протозвездной конденсации, в плотном ядре молекулярного облака, возникает метанольный мазер I класса (см. следующий пункт), отмечающий положение будущей звезды. Затем образуется точечный источник ИК - и радиоизлучения. В звезде начинаются ядерные реакции, идет нагрев и частичная ионизация газопылевого кокона, содержащего звезду. Образуется компактная зона HII. На этой стадии вблизи конденсации зажигаются мазеры CH3OH II класса, мазеры OH и H2O. В дальнейшем (если звезда не вспыхнула как сверхновая) зона HII расширяется, достигая размера иногда в десятки парсек. ГМО рассеивается, зона HII становится видимой в виде диффузной туманности.

На некотором этапе коллапса вокруг формирующейся звезды может образоваться из молекулярного ядра массивный молекулярный диск с массой до нескольких сотен масс Солнца. Лишь ~1% вещества диска превратится в звезду, остальная часть будет разбросана. Но пока диск существует, из него продолжается аккреция на звезду и он наблюдаем в молекулярных линиях, в особенности линиях молекул, которые легко возбуждаются при больших плотностях газа (CS, NH3). В дисках бывают локализованы мазерные источники H2O. Если возникшая звезда обладает сильным звездным ветром, диск может создавать анизотропию в истечении газа из звезды в виде двух противоположно направленных джетов ( биполярное истечение , рис. 5.16). Джеты обнаруживаются по наличию протяженных крыльев в молекулярных линиях вблизи звезды. Протяженность джетов достигает нескольких парсек при очень высокой степени коллимации: угол расходимости джетов часто не больше 10°. Явление биполярного истечения очень распространено среди астрофизических объектов разных масштабов с аккреционными дисками. Примеры: тесные двойные системы (SS 433), ядра радиогалактик и квазаров.