La comprensión de los procesos naturales que llevan a la formación de nuevas estrellas ha progesado de forma muy significativa en las últimas dos décadas gracias fundamentalmente a los avances tecnológicos relacionados con la Radioastronomía. Las observaciones en ondas milimétricas y centimétricas son capaces de revelar el interior de las nubes moleculares -opacas a la luz óptica e incluso infrarroja- en las que se forman las nuevas estrellas. En particular, la información recabada por observaciones interferométricas de alta resolución angular permite tener una idea de las etapas evolutivas tempranas por las que pasan las protoestrellas de masa solar durante sus primeros 10 millones de años. Desde la fase conocida como Clase 0, en la que un núcleo protoestelar ya colapsado acreta material de su entorno a un ritmo alto y que se asocia así mismo con la eyección de potentes jets y flujos moleculares, hasta la fase conocida como Clase III (estrellas jóvenes o T Tauris) en la que el sistema limpió o atrapó el material circundante y comenzó a disipar el disco ecuatorial que en etapas previas albergó el crecimiento de protoplanetas, se sigue incorporando información que, detalle a detalle, hace mucho más completo el entendimiento de este proceso.

El proceso de formación de estrellas masivas es mucho más veloz y por ello peor entendido. Al ser un proceso más rápido (a estas estrellas les toma unos 500,000 años en alcanzar la “Secuencia Principal”), se encuentran menos objetos en etapas tempranas y, los que vemos, se encuentran más lejos que sus contrapartidas de baja masa. Además, estos objetos están rodeados de una mayor cantidad de gas y polvo y, por ende, su estudio se hace más complicado y sólo accesible mediante observaciones en longitudes de onda largas. Hasta la fecha, se han recabado evidencias de que algunos de estos objetos se formarían de un modo análogo al de las estrellas de tipo solar pero con tasas de acreción varios órdenes de magnitud mayores. Otros estudios reciente sugieren escenarios mucho más dinámicos en los que las protoestrellas de un mismo sistema “compiten gravitatoriamente” por el material circundante o incluso pueden llegar a fusionarse. Este último escenario daría lugar a la eyección de flujos moleculares caracterizados como de tipo explosivo.